Hipotesis nebula

Daripada Wikipedia, ensiklopedia bebas.
Pembentukan bintang
Kelas objek
Konsep teori

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]

Sejarah[sunting | sunting sumber]

Terdapat bukti bahawa Emanuel Swedenborg mula-mula mencadangkan bahagian-bahagian teori nebula pada tahun 1734.[5][6] Immanuel Kant, yang biasa dengan karya Swedenborg, mengembangkan lagi teori itu pada tahun 1755, menerbitkan Universal Natural History and Theory of the Heavens yang beliau berhujah bahawa awan gas (nebula) perlahan-lahan berputar, beransur-ansur meruntuh dan meleper akibat graviti, akhirnya membentuk bintang dan planet.[1]

Pierre-Simon Laplace secara bebas membangunkan dan mencadangkan model serupa pada tahun 1796[1] dalam Exposition du systeme du monde. Beliau membayangkan bahawa Matahari pada asalnya mempunyai suasana panas yang berpanjangan di seluruh isi padu Sistem Suria. Teorinya memaparkan awan protosuria yang mengecut dan menyejuk—nebula protosuria. Apabila ini menyejuk dan mengecut, ia menjadi rata dan berputar dengan lebih cepat, meluahkan (atau menanggalkan) satu siri gelang bahan gas; dan menurutnya, planet-planet termeluwap daripada bahan ini. Modelnya serupa dengan Kant, kecuali lebih terperinci dan pada skala yang lebih kecil.[1] Walaupun model nebula Laplace mendominasi pada abad ke-19, ia menghadapi beberapa kesukaran. Masalah utama melibatkan taburan momentum sudut antara Matahari dan planet. Planet-planet mempunyai 99% daripada momentum sudut, dan fakta ini tidak dapat dijelaskan oleh model nebula.[1] Akibatnya, ahli astronomi sebahagian besarnya meninggalkan teori pembentukan planet ini pada awal abad ke-20.

Kritikan utama datang pada abad ke-19 daripada James Clerk Maxwell (1831–1879), yang mengekalkan bahawa putaran yang berbeza antara bahagian dalam dan luar cincin tidak boleh membenarkan pemeluwapan bahan.[7] Ahli astronomi Sir David Brewster juga menolak Laplace, menulis pada tahun 1876 bahawa "mereka yang percaya kepada Teori Nebula menganggapnya sebagai pasti bahawa Bumi kita memperoleh bahan pepejal dan atmosferanya daripada cincin yang dilemparkan dari atmosfera Suria, yang kemudiannya menguncup menjadi sfera terakueus pepejal, dari mana Bulan terluah melalui proses yang sama". Beliau berhujah bahawa di bawah pandangan sedemikian, "Bulan semestinya telah membawa air dan udara dari bahagian berair dan udara di Bumi dan mesti mempunyai atmosfera".[8] Brewster mendakwa bahawa kepercayaan agama Sir Isaac Newton sebelum ini menganggap idea-idea nebula sebagai cenderung kepada ateisme, dan memetiknya sebagai berkata bahawa "pertumbuhan sistem baru daripada sistem lama, tanpa perantaraan kuasa Ilahi, nampaknya tidak masuk akal baginya".[9]

Kekurangan model Laplace telah merangsang saintis untuk mencari pengganti untuknya. Semasa abad ke-20 banyak teori menangani isu ini, termasuk teori planetesimal oleh Thomas Chamberlin dan Forest Moulton (1901), model pasang surut oleh James Jeans (1917), model tokokan olehOtto Schmidt (1944), teori protoplanet oleh William McCrea (1960) dan akhirnya teori tangkapan oleh Michael Woolfson.[1] Pada tahun 1978 Andrew Prentice membangkitkan idea Laplacian awal tentang pembentukan planet dan membangunkan teori Laplacian moden.[1] Tiada satu pun daripada percubaan ini terbukti berjaya sepenuhnya, dan banyak teori yang dicadangkan adalah bersifat deskriptif.

Kelahiran teori pembentukan planet moden yang diterima secara meluas—model cakera nebula suriar (SNDM)—boleh dikesan kepada ahli astronomi Soviet, Victor Safronov.[10] Bukunya pada 1969, Evolution of the protoplanetary cloud and formation of the Earth and the planets,[11] yang diterjemahkan ke dalam bahasa Inggeris pada tahun 1972, mempunyai kesan yang berpanjangan terhadap cara para saintis berfikir tentang pembentukan planet.[12] Dalam buku ini hampir semua masalah utama proses pembentukan planet telah dirumuskan dan sebahagian daripadanya diselesaikan. Idea Safronov dikembangkan lagi dalam karya George Wetherill, yang menemui tokokan larian.[1] Walaupun pada asalnya hanya digunakan untuk Sistem Suria, SNDM kemudiannya dianggap oleh ahli teori untuk berfungsi di seluruh Alam Semesta; setakat 1 December 2023 ahli astronomi telah menemui 5,550 planet luar suria di galaksi kita.[13]

Model nebula suria: pencapaian dan masalah[sunting | sunting sumber]

Pencapaian[sunting | sunting sumber]

Cakera berdebu mengelilingi bintang muda berdekatan dengan lebih terperinci.[14]

Proses pembentukan bintang secara semula jadi menghasilkan penampilan cakera tokokan di sekeliling objek bintang muda.[15] Pada usia kira-kira 1 tahun juta tahun, 100% bintang mungkin mempunyai cakera yang sedemikian.[16] Kesimpulan ini disokong oleh penemuan cakera gas dan berdebu di sekeliling protobintang dan bintang T Tauri serta mengikut pertimbangan teori.[17] Pemerhatian cakera ini menunjukkan bahawa butiran debu di dalamnya membesar dalam saiz pada skala masa yang singkat (seribu tahun), menghasilkan zarah bersaiz 1 sentimeter.[18]

Proses tokokan, apabila planetesimal 1 km berkembang menjadi jasad bersaiz 1,000  km, sudah difahami sekarang.[19] Proses ini berkembang di dalam mana-mana cakera apabila ketumpatan bilangan planetesimal adalah cukup tinggi, dan diteruskan dengan cara yang larian. Pertumbuhan kemudian menjadi perlahan dan berterusan sebagai pertambahan oligarki. Hasil akhirnya ialah pembentukan embrio planet dengan pelbagai saiz, yang bergantung pada jarak dari bintang.[19] Pelbagai simulasi telah menunjukkan bahawa penggabungan embrio di bahagian dalam cakera protoplanet membawa kepada pembentukan beberapa jasad bersaiz Bumi. Oleh itu, asal usul planet bumian kini dianggap sebagai masalah yang hampir diselesaikan.[20]

Isu semasa[sunting | sunting sumber]

Fizik cakera tokokan menghadapi beberapa masalah.[21] Perkara yang paling penting ialah bagaimana bahan, yang ditokok oleh protobintang, kehilangan momentum sudutnya. Satu penjelasan yang mungkin dicadangkan oleh Hannes Alfvén ialah momentum sudut dibuang oleh angin suria semasa fasa bintang T Taurinya. Momentum diangkut ke bahagian luar cakera dengan tegasan likat.[22] Kelikatan dijana oleh pergolakan makroskopik, tetapi mekanisme tepat yang menghasilkan pergolakan ini tidak difahami dengan baik. Satu lagi proses yang mungkin untuk menumpahkan momentum sudut ialah brek magnet, iaitu putaran bintang dipindahkan ke dalam cakera sekeliling melalui medan magnet bintang tersebut.[23] Proses utama yang bertanggungjawab untuk kehilangan gas dalam cakera ialah resapan likat dan penyejatan foto.[24][25]

Sistem berbilang bintang AS 205.[26]

Pembentukan planetesimal adalah masalah terbesar yang tidak dapat diselesaikan dalam model cakera nebula. Bagaimana zarah bersaiz 1 cm bergabung menjadi planetesimal 1 km adalah misteri. Mekanisme ini nampaknya menjadi kunci kepada persoalan mengapa sesetengah bintang mempunyai planet, manakala yang lain tidak mempunyai apa-apa di sekelilingnya, malah bukan lingkaran debu.[27]

Skala masa pembentukan planet gergasi juga merupakan masalah penting. Teori lama tidak lagi dapat menjelaskan bagaimana teras mereka boleh terbentuk dengan cukup pantas untuk mengumpul sejumlah besar gas daripada cakera protoplanet yang menghilang dengan cepat.[19][28] Purata jangka hayat cakera, iaitu kurang daripada sepuluh juta (107 ) tahun, jelasnya lebih pendek daripada masa yang diperlukan untuk pembentukan teras.[16] Banyak kemajuan telah dilakukan untuk menyelesaikan masalah ini dan model semasa pembentukan planet gergasi kini mampu membentuk Musytari (atau lebih banyak planet besar) dalam kira-kira 4 juta tahun atau kurang, dengan baik dalam jangka hayat purata cakera gas.[29][30][31]

Satu lagi masalah berpotensi pembentukan planet gergasi ialah penghijrahan orbit mereka. Beberapa pengiraan menunjukkan bahawa interaksi dengan cakera boleh menyebabkan penghijrahan ke dalam yang cepat, yang, jika tidak dihentikan, mengakibatkan planet ini mencapai "kawasan tengah masih sebagai objek sub-Jovian."<[32] Pengiraan yang lebih terkini menunjukkan bahawa evolusi cakera semasa penghijrahan boleh mengurangkan masalah ini.[33]

Pembentukan bintang dan cakera protoplanet[sunting | sunting sumber]

Protobintang[sunting | sunting sumber]

Pandangan cahaya nampak (kiri) dan inframerah (kanan) Trifid Nebula —sebuah awan gas dan habuk pembentuk bintang gergasi terletak 5,400 tahun cahaya dalam buruj Sagittarius

Bintang dianggap terbentuk di dalam awan gergasi hidrogen molekul sejuk —awan molekul gergasi kira-kira 300,000 kali jisim Matahari (M☉) dan 20 parsek diameternya.[2] Selama berjuta-juta tahun, awan molekul gergasi terdedah kepada keruntuhan dan pemecahan.[34] Serpihan ini kemudiannya membentuk teras yang kecil dan padat, yang seterusnya meruntuh menjadi bintang.[35] Jisim teras berjulat daripada pecahan kecil kepada beberapa kali ganda daripada Matahari dan dipanggil nebula protonajam (protosuria).[2] Mereka mempunyai diameter 0.01–0.1 pc (2,000–20,000 AU) dan ketumpatan bilangan zarah kira-kira 10,000 hingga 100,000 cm −3.[a][35][36]

Keruntuhan awal nebula protonajam jisim suria mengambil masa kira-kira 100,000 tahun.[2][35] Setiap nebula bermula dengan jumlah momentum sudut tertentu. Gas di bahagian tengah nebula, dengan momentum sudut yang agak rendah, mengalami mampatan pantas dan membentuk teras hidrostatik panas (tidak menguncup) yang mengandungi sebahagian kecil daripada jisim nebula asal.[37] Teras ini membentuk benih apa yang akan menjadi bintang.[2][37] Apabila keruntuhan berterusan, pemuliharaan momentum sudut bermakna bahawa putaran sampul yang jatuh semakin cepat,[38][39] yang sebahagian besarnya menghalang gas daripada terus meningkat ke teras pusat. Gas sebaliknya terpaksa merebak ke luar berhampiran satah khatulistiwa, membentuk cakera, yang seterusnya bertambah ke teras.[2][38][39] Teras secara beransur-ansur tumbuh dalam jisim sehingga ia menjadi protobintang panas muda.[37] Pada peringkat ini, protobintang dan cakeranya sangat dikaburkan oleh sampul yang jatuh dan tidak boleh diperhatikan secara langsung.[15] Sebenarnya kelegapan sampul yang tinggal adalah sangat tinggi sehinggakan sinaran gelombang milimeter pun menghadapi masalah untuk melepaskan diri dari dalamnya.[2][15] Objek sedemikian diperhatikan sebagai pemeluwapan yang sangat terang, yang memancarkan terutamanya sinaran gelombang milimeter dan gelombang submilimeter.[36] Mereka dikelaskan sebagai protobitang spektrum Kelas 0.[15] Runtuhan selalunya disertai dengan aliran keluar bipolar — jet — yang terpancar di sepanjang paksi putaran cakera yang disimpulkan. Pancutan itu kerap diperhatikan di kawasan pembentuk bintang (lihat objek Herbig–Haro (HH) ).[40] Kecerahan protobintang Kelas 0 adalah tinggi — protobintang jisim suria boleh memancar sehingga 100 kilauan suria.[15] Sumber tenaga ini ialah keruntuhan graviti, kerana teras mereka belum cukup panas untuk memulakan pelakuran nuklear.[37][41]

Imej inframerah aliran keluar molekul daripada bintang baru lahir yang tersembunyi HH 46/47

Apabila kemasukan bahannya ke dalam cakera berterusan, sampul akhirnya menjadi nipis dan lutsinar dan objek bintang muda (YSO) menjadi boleh diperhatikan, pada mulanya dalam cahaya inframerah jauh dan kemudian dalam julat cahaya yang boleh dilihat.[36] Pada masa ini protobintang mula menggabungkan deuterium. Jika protobintang cukup besar (melebihi 80 jisim Musytari (MJ)), pelakuran hidrogen akan menyusul. Jika tidak, jika jisimnya terlalu rendah, objek itu menjadi kerdil perang.[41] Kelahiran bintang baru ini berlaku kira-kira 100,000 tahun selepas keruntuhan bermula.[2] Objek pada peringkat ini dikenali sebagai protobintang Kelas I,[15] yang juga dipanggil bintang T Tauri muda, protobintang yang berkembang, atau objek bintang muda.[15] Pada masa ini bintang pembentuk telah pun menambah banyak jisimnya: jumlah jisim cakera dan baki sampul tidak melebihi 10–20% daripada jisim YSO pusat.[36]

Pada peringkat seterusnya sampul menghilang sepenuhnya, setelah dikumpulkan oleh cakera, dan protobintang menjadi bintang T Tauri klasik. [b] Ini berlaku selepas kira-kira 1 juta tahun.[2] Jisim cakera di sekeliling bintang T Tauri klasik adalah kira-kira 1–3% daripada jisim bintang, dan ia bertambah pada kadar 10−7 hingga 10−9 M☉ setahun.[44] Sepasang jet bipolar biasanya juga wujud.[45] Pertambahan menerangkan semua sifat pelik bintang T Tauri klasik: fluks kuat dalam garisan pelepasan (sehingga 100% daripada kecerahan intrinsik bintang), aktiviti magnet, kebolehubahan fotometri dan jet.[46] Garis pancaran sebenarnya terbentuk apabila gas tertambah mencecah "permukaan" bintang, yang berlaku di sekeliling kutub magnetnya.[46] Pancutan adalah hasil sampingan tokokan: ia membawa momentum sudut yang berlebihan. Peringkat T Tauri klasik berlangsung kira-kira 10 juta tahun.[2] Cakera itu akhirnya hilang akibat tokokan ke bintang pusat, pembentukan planet, lentingan oleh jet dan penyejatan foto oleh sinaran UV dari bintang pusat dan bintang berdekatan.[47] Akibatnya, bintang muda itu menjadi bintang T Tauri yang bergaris lemah, yang perlahan-lahan, selama ratusan juta tahun, berkembang menjadi bintang biasa seperti Matahari.[37]

Cakera protoplanet[sunting | sunting sumber]

Cakera serpihan dikesan dalam imej arkib HST bintang muda, HD 141943 dan HD 191089, menggunakan proses pengimejan yang dipertingkatkan (24 April 2014).[48]

Dalam keadaan tertentu cakera, yang kini boleh dipanggil protoplanet, boleh melahirkan sistem planet.[2] Cakera protoplanet telah diperhatikan di sekeliling pecahan bintang yang sangat tinggi dalam gugusan bintang muda.[16] Ia wujud dari awal pembentukan bintang, tetapi pada peringkat terawal tidak dapat diperhatikan kerana kelegapan sampul di sekelilingnya.[15] Cakera bagi protobintang Kelas 0 dianggap besar dan panas. Ia cakera tokokan yang memberi suapan kepada protobintang pusat.[38][39] Suhu boleh dengan mudah melebihi 400 K dalam 5 AU dan 1,000 K dalam 1 AU.[49] Pemanasan cakera terutamanya disebabkan oleh pelesapan likat pergolakan di dalamnya dan oleh kemasukan gas dari nebula.[38][39] Suhu tinggi dalam cakera dalam menyebabkan kebanyakan bahan meruap—air, organik, dan beberapa batuan—menyejat, meninggalkan hanya unsur yang paling refraktori seperti besi. Ais boleh hidup hanya di bahagian luar cakera.[49]

Cakera protoplanet yang terbentuk di Nebula Orion

Masalah utama dalam fizik cakera tokokan ialah penjanaan pergolakan dan mekanisme yang bertanggungjawab untuk kelikatan berkesan yang tinggi.[2] Kelikatan gelora dianggap bertanggungjawab untuk pengangkutan jisim ke protobintang pusat dan momentum ke pinggir cakera. Ini penting untuk pertambahan, kerana gas boleh bertambah oleh protobintang pusat hanya jika ia kehilangan sebahagian besar momentum sudutnya, yang mesti dibawa oleh sebahagian kecil gas yang hanyut ke luar.[38][50] Hasil daripada proses ini ialah pertumbuhan kedua-dua protobintang dan jejari cakera, yang boleh mencapai 1,000 AU jika momentum sudut awal nebula cukup besar.[39] Cakera besar secara rutin diperhatikan di banyak kawasan pembentuk bintang seperti nebula Orion.[17]

Tanggapan artis tentang cakera dan aliran gas di sekitar bintang muda HD 142527.[51]

Jangka hayat cakera tokokan adalah kira-kira 10 juta tahun.[16] Apabila sesebuah bintang mencapai peringkat T-Tauri klasik, cakera menjadi lebih nipis dan sejuk.[44] Bahan yang kurang meruap mula terpeluwap dekat dengan pusatnya, membentuk 0.1–1 μm butiran debu yang mengandungi silikat kristal.[18] Pengangkutan bahan dari cakera luar boleh mencampurkan butiran debu yang baru terbentuk ini dengan yang primordial, yang mengandungi bahan organik dan meruap lain. Percampuran ini boleh menjelaskan beberapa keanehan dalam komposisi jasad Sistem Suria seperti kehadiran butiran antara bintang dalam meteorit primitif dan kemasukan refraktori di dalam komet.[49]

Pelbagai proses pembentukan planet, termasuk eksokomet dan planetesimal lain, di sekitar Beta Pictoris, bintang AV jenis yang sangat muda (konsep artis NASA ).

Zarah debu cenderung melekat antara satu sama lain dalam persekitaran cakera padat, yang membawa kepada pembentukan zarah yang lebih besar sehingga saiz beberapa sentimeter.[52] Pengenalan pemprosesan debu dan pembekuan diperhatikan dalam spektrum inframerah cakera muda.[18] Pengagregatan selanjutnya boleh menyebabkan pembentukan planetesimal berukuran 1 km merentasi atau lebih besar, yang merupakan blok bangunan planet.[2][52] Pembentukan planetesimal adalah satu lagi masalah fizik cakera yang tidak dapat diselesaikan kerana pelekatan mudah menjadi tidak berkesan apabila zarah habuk semakin besar.[27]

Satu hipotesis ialah pembentukan oleh ketidakstabilan graviti. Zarah bersaiz beberapa sentimeter atau lebih besar daripada itu perlahan-lahan mengendap berhampiran satah tengah cakera, membentuk sangat nipis—kurang daripada 100 km—dan lapisan padat. Lapisan ini tidak stabil secara graviti dan mungkin berpecah kepada lebih banyak rumpun, yang seterusnya meruntuh menjadi planetesimal.[2][27] Walau bagaimanapun, halaju yang berbeza bagi cakera gas dan pepejal berhampiran satah pertengahan boleh menghasilkan pergolakan yang seterusnya menghalang lapisan tersebut daripada menjadi cukup nipis untuk pecah akibat ketidakstabilan graviti.[53] Ini mungkin mengehadkan pembentukan planetesimal melalui ketidakstabilan graviti ke lokasi tertentu dalam cakera apabila kepekatan pepejal dipertingkatkan.[54]

Satu lagi mekanisme yang mungkin untuk pembentukan planetesimal ialah ketidakstabilan penstriman apabila seretan yang dirasai oleh zarah yang mengorbit melalui gas mewujudkan kesan maklum balas yang menyebabkan pertumbuhan kepekatan tempatan. Kepekatan tempatan ini kemudiannya menolak gas lalu menghasilkan kawasan tiupan angin yang dirasai oleh zarah adalah lebih kecil. Oleh itu, kepekatan dapat mengorbit dengan lebih cepat dan mengalami kurang hanyutan jejari. Zarah-zarah terpencil bergabung dengan kepekatan ini apabila ia dipintas atau semasa ia hanyut ke dalam menyebabkan ia membesar secara jisim. Akhirnya kepekatan ini membentuk filamen besar yang berpecah dan mengalami keruntuhan graviti membentuk planetesimal sebesar asteroid yang lebih besar.[55]

Pembentukan planet juga boleh dicetuskan oleh ketidakstabilan graviti dalam cakera itu sendiri, yang membawa kepada pemecahan menjadi rumpun. Sebahagian daripadanya, jika ia cukup padat, akan meruntuh,[50] yang boleh menyebabkan pembentukan pesat planet gergasi gas dan juga kerdil perang pada skala masa 1,000 tahun.[56] Jika rumpun ini berhijrah ke dalam semasa keruntuhan meneruskan daya pasang surut dari bintang boleh mengakibatkan kehilangan jisim yang ketara meninggalkan jasad yang lebih kecil.[57] Walau bagaimanapun ia hanya boleh dilakukan dalam cakera besar-lebih besar daripada 0.3 M☉. Sebagai perbandingan, jisim cakera biasa ialah 0.01–0.03 M☉. Memandangkan cakera besar jarang berlaku, mekanisme pembentukan planet ini dianggap jarang berlaku.[2][21] Sebaliknya, ia mungkin memainkan peranan utama dalam pembentukan kerdil perang.[58]

Perlanggaran asteroid—membina planet (konsep artis).

Pelesapan muktamad cakera protoplanet dicetuskan oleh beberapa mekanisme yang berbeza. Bahagian dalam cakera sama ada ditokok oleh bintang atau dikeluarkan oleh jet dwikutub,[44][45] manakala bahagian luar pula boleh menyejat di bawah sinaran UV berkuasa bintang semasa peringkat T Tauri[59] atau oleh bintang berdekatan.[47] Gas di bahagian tengah boleh sama ada tertokok atau terhambur oleh planet yang semakin meningkat, manakala zarah habuk kecil dikeluarkan oleh tekanan sinaran bintang pusat. Apa yang tinggal akhirnya adalah sama ada sistem planet, cakera sisa debu tanpa planet, atau tiada apa-apa, jika planetesimal gagal terbentuk.[2]

Memandangkan planetesimal sangat banyak dan tersebar di seluruh cakera protoplanet, sesetengahnya bertahan dalam pembentukan sistem planet. Asteroid pula difahamkan sebagai planetesimal-planetesimal yang tersisa, secara beransur-ansur mengisar satu sama lain menjadi bit yang lebih kecil dan lebih kecil, manakala komet lazimnya adalah planetesimal dari bahagian yang lebih jauh sistem planet. Meteorit ialah sampel planetesimal yang mencapai permukaan planet, dan memberikan banyak maklumat tentang pembentukan Sistem Suria. Meteorit jenis primitif ialah ketulan planetesimal berjisim rendah yang hancur, apabila tiada pembezaan haba berlaku, manakala meteorit jenis terproses pula ialah ketulan daripada planetesimal besar yang hancur.[60] Objek antara bintang boleh ditangkap, dan menjadi sebahagian daripada Sistem Suria muda.[61]

Pembentukan planet[sunting | sunting sumber]

Planet berbatu[sunting | sunting sumber]

Menurut model cakera nebula suria, planet berbatu terbentuk di bahagian dalam cakera protoplanet, dalam garisan fros, apabila suhu cukup tinggi untuk mengelakkan pemeluwapan ais air dan bahan lain menjadi butiran.[62] Ini mengakibatkan pembekuan butiran berbatu tulen dan kemudiannya dalam pembentukan planetesimal berbatu. [c][62] Keadaan sedemikian dianggap wujud dalam 3–4 dalaman AU bahagian cakera bintang seperti Matahari.[2]

Selepas planetesimal kecil—kira-kira 1 km diameternya—telah terbentuk dengan satu cara atau yang lain, tokokan larian bermula.[19] Ia dipanggil lari kerana kadar pertumbuhan jisim adalah berkadar dengan R4~M4/3, iaitu R dan M masing-masing ialah jejari dan jisim jasad yang semakin meningkat.[63] Pertumbuhan tentu (dibahagikan dengan jisim) mempercepat apabila jisim bertambah. Ini membawa kepada pertumbuhan keutamaan badan yang lebih besar dengan mengorbankan yang lebih kecil.[19] Tokokan larian berlangsung antara 10,000 dan 100,000 tahun dan berakhir apabila jasad terbesar melebihi kira-kira 1,000 km diameter.[19] Tokokan yang perlahan disebabkan oleh gangguan graviti oleh jasad besar pada planetesimal yang tinggal.[19][63] Di samping itu, pengaruh jasad yang lebih besar menghentikan pertumbuhan jasad yang lebih kecil.[19]

Peringkat seterusnya dipanggil tokokan oligarki.[19] Ia dicirikan oleh penguasaan beberapa ratus jasad terbesar yang terus perlahan-lahan menambah planetesimal.[19] Tiada jasad selain oligarki boleh berkembang.[63] Pada peringkat ini kadar pertambahan adalah berkadar dengan R2, yang diperoleh daripada keratan rentas geometri oligarki.[63] Kadar pertambahan khusus adalah berkadar dengan M−1/3 ; dan ia menurun dengan jisim badan. Ini membolehkan oligarki yang lebih kecil mengejar yang lebih besar. Oligarki dikekalkan pada jarak kira-kira 10·Hr (Hr = a(1-e)(M/3Ms)1/3 ialah jejari Hill, dan a ialah paksi separa utama, e ialah kesipian orbital, dan Ms ialah jisim bintang pusat) antara satu sama lain oleh pengaruh planetesimal yang tinggal.[19] Sipi dan kecenderungan orbit mereka kekal kecil. Jasad yang terbesar terus bertambah sehingga planetesimal habis dalam cakera di sekeliling mereka.[19] Kadang-kadang jaad oligarki yang berdekatan bergabung. Jisim akhir oligarki bergantung pada jarak dari bintang dan ketumpatan permukaan planetesimal dan dipanggil jisim pengasingan.[63] Untuk planet berbatu ia adalah sehingga 0.1 MBumi , atau satu jisim Marikh.[2] Hasil akhir peringkat oligarki ialah pembentukan kira-kira embrio planet bersaiz 100 Bulan hingga Marikh yang dijarakkan secara seragam pada kira-kira 10·Hr.[20] Mereka dianggap berada di dalam celah dalam cakera dan dipisahkan oleh gegelang planetesimal yang tinggal. Tahap ini dianggap berlangsung beberapa ratus ribu tahun.[2][19]

Peringkat terakhir pembentukan planet berbatu ialah peringkat penggabungan.[2] Ia bermula apabila hanya sebilangan kecil planetesimal yang tinggal dan embrio menjadi cukup besar untuk mengganggu satu sama lain, yang menyebabkan orbit mereka menjadi huru-hara.[20] Semasa peringkat ini embrio mengeluarkan planetesimal yang tinggal, dan berlanggar antara satu sama lain. Hasil proses yang berlangsung selama 10 hingga 100 juta tahun ini adalah pembentukan bilangan badan bersaiz Bumi yang terhad. Simulasi menunjukkan bahawa bilangan planet yang masih hidup adalah secara purata dari 2 hingga 5 buah.[2][20][60][64] Dalam Sistem Suria mereka mungkin diwakili oleh Bumi dan Zuhrah.[20] Pembentukan kedua-dua planet memerlukan penggabungan kira-kira 10-20 buah embrio, manakala sebilangan yang sama daripada mereka juga dibuang keluar dari Sistem Suria.[60] Beberapa buah embrio, yang berasal dari lingkaran asteroid, dianggap telah membawa air ke Bumi.[62] Marikh dan Utarid boleh dianggap sebagai baki embrio yang terselamat daripada persaingan itu.[60] Planet-planet berbatu, yang telah berjaya bergabung, akhirnya mendap ke dalam orbit yang lebih kurang stabil, menjelaskan mengapa sistem planet secara amnya penuh pada had; atau, dalam erti kata lain, mengapa mereka sentiasa kelihatan di ambang ketidakstabilan.[20]

Planet gergasi[sunting | sunting sumber]

Cakera debu di sekeliling Fomalhaut —bintang paling terang dalam buruj Piscis Austrinus. Asimetri cakera mungkin disebabkan oleh planet gergasi (atau planet) yang mengorbit bintang.

Pembentukan planet gergasi merupakan masalah yang luar biasa dalam sains planet.[21] Dalam rangka model nebula suria, terdapat dua teori pembentukannya yang wujud. Yang pertama ialah model ketidakstabilan cakera iaitu planet gergasi terbentuk dalam cakera protoplanet yang besar akibat pemecahan gravitinya (lihat di atas).[56] Kemungkinan kedua ialah model pertambahan teras, yang juga dikenali sebagai model ketidakstabilan nukleus.[21][33] Senario yang kedua dianggap sebagai yang paling ada harapan, kerana ia boleh menjelaskan pembentukan planet gergasi dalam cakera jisim yang agak rendah (kurang daripada 0.1 M☉).[33] Dalam model ini pembentukan planet gergasi dibahagikan kepada dua peringkat: a) tokokan teras kira-kira 10 MBumi dan b) tokokan gas daripada cakera protoplanet.[2][21][65] Mana-mana kaedah juga boleh membawa kepada penciptaan kerdil perang.[30][66] Carian setakat 2011 mendapati bahawa tokokan teras berkemungkinan merupakan mekanisme pembentukan yang dominan.[66]

Pembentukan teras planet gergasi dianggap berjalan secara kasar di sepanjang garis pembentukan planet bumian.[19] Ia bermula dengan planetesimal yang mengalami pertumbuhan larian, diikuti oleh peringkat oligarki yang lebih perlahan.[63] Hipotesis tidak meramalkan peringkat penggabungan, kerana kebarangkalian perlanggaran antara embrio planet di bahagian luar sistem planet adalah rendah.[63] Perbezaan tambahan ialah komposisi planetesimal, yang dalam kes planet gergasi terbentuk di luar garis fros yang dipanggil dan terdiri terutamanya daripada ais—nisbah ais kepada batu adalah kira-kira 4 hingga 1.[28] Ini meningkatkan jisim planetesimal empat kali ganda. Walau bagaimanapun, nebula jisim minimum yang mampu membentuk planet bumian hanya boleh membentuk teras 1–2 MBumi pada jarak Musytari (5 AU) dalam masa 10 juta tahun.[63] Nombor terakhir mewakili purata hayat cakera gas di sekeliling bintang seperti Matahari.[16] Penyelesaian yang dicadangkan termasuk jisim cakera yang dipertingkat—peningkatan sepuluh kali ganda sudah memadai;[63] penghijrahan protoplanet, yang membolehkan embrio menambah lebih banyak planetesimal;[28] dan akhirnya peningkatan pertambahan akibat seretan gas dalam sampul gas embrio.[28][31][67] Beberapa gabungan idea yang disebutkan di atas mungkin menjelaskan pembentukan teras planet gergasi gas seperti Musytari dan mungkin juga Zuhal.[21] Pembentukan planet seperti Uranus dan Neptun adalah lebih bermasalah, kerana tiada teori yang mampu menyediakan pembentukan in situ teras mereka pada jarak 20–30 AU dari bintang tengah.[2] Satu hipotesis ialah mereka pada mulanya tertokok di rantau Musytari-Zuhal, kemudian bertaburan dan berhijrah ke lokasi mereka sekarang.[68] Satu lagi penyelesaian yang mungkin ialah tokokan teras planet gergasi melalui tokokan kerikil. Dalam pertambahan kerikil objek di antara diameter satu cm dan satu meter yang jatuh ke arah jasad besar diperlahankan dengan cukup oleh seretan gas untuk mereka berpusing ke arahnya dan tertokok. Pertumbuhan melalui pertambahan kerikil mungkin sebanyak 1000 kali lebih cepat daripada pertambahan planetesimal.[69]

Apabila teras mempunyai jisim yang mencukupi (5–10 MBumi), mereka mula mengumpul gas dari cakera sekeliling.[2] Pada mulanya ia proses yang perlahan, meningkatkan jisim teras sehingga 30 MBumi dalam beberapa juta tahun.[28][67] Selepas itu, kadar pertambahan meningkat secara mendadak dan baki 90% jisim terkumpul dalam kira-kira 10,000 tahun.[67] Pertambahan gas berhenti apabila bekalan dari cakera habis.[65] Ini berlaku secara beransur-ansur, disebabkan oleh pembentukan jurang ketumpatan dalam cakera protoplanet dan penyebaran cakera.[33] Dalam model gergasi ais ini—Uranus dan Neptun—adalah teras yang gagal yang memulakan tokokan gas terlalu lewat, apabila hampir semua gas telah hilang. Peringkat tokokan gas selepas larian dicirikan oleh penghijrahan planet gergasi yang baru terbentuk dan tokokan gas perlahan yang berterusan.[32] Penghijrahan disebabkan oleh interaksi planet yang duduk di celah dengan cakera yang tinggal. Ia berhenti apabila cakera protoplanet hilang atau apabila hujung cakera dicapai. Kes terakhir sepadan dengan apa yang dipanggil Musytari panas, yang mungkin telah menghentikan penghijrahan mereka apabila mereka mencapai lubang dalaman dalam cakera protoplanet.[32]

Dalam konsep artis ini, sebuah planet berputar melalui celah (jurang) dalam cakera pembentuk planet yang berdebu dan berhampiran.

Planet gergasi boleh mempengaruhi pembentukan planet darat dengan ketara. Kehadiran gergasi cenderung untuk meningkatkan kesipian dan kecenderungan (lihat mekanisme Kozai) planetesimal dan embrio di rantau planet terestrial (di dalam 4 AU dalam Sistem Suria).[60][64] Jika planet gergasi terbentuk terlalu awal, ia boleh melambatkan atau menghalang tokokan planet dalaman. Jika mereka terbentuk berhampiran penghujung peringkat oligarki, seperti yang dianggap berlaku dalam Sistem Suria, mereka akan mempengaruhi gabungan embrio planet, menjadikannya lebih ganas.[60] Akibatnya, bilangan planet bumian akan berkurangan dan ia akan menjadi semakin besar.[70] Di samping itu, saiz sistem akan mengecil, kerana planet bumian akan terbentuk lebih dekat dengan bintang pusat. Pengaruh planet gergasi dalam Sistem Suria, terutamanya Musytari, dianggap terhad kerana ia agak jauh dari planet bumian.[70]

Rantau sistem planet yang bersebelahan dengan planet gergasi akan dipengaruhi dengan cara yang berbeza.[64] Di rantau sedemikian, kesipian embrio mungkin menjadi sangat besar sehingga embrio melepasi dekat dengan planet gergasi, yang boleh menyebabkan mereka terkeluar daripada sistem.[d][60][64] Jika semua embrio dikeluarkan, maka tiada planet akan terbentuk di rantau ini.[64] Akibat tambahan ialah sejumlah besar planetesimal kecil akan kekal, kerana planet gergasi tidak mampu membersihkan semuanya tanpa bantuan embrio. Jumlah jisim planetesimal yang tinggal akan menjadi kecil, kerana tindakan terkumpul embrio sebelum lontar dan planet gergasi mereka masih cukup kuat untuk mengeluarkan 99% daripada jasad kecil.[60] Rantau sedemikian akhirnya akan berkembang menjadi lingkaran asteroid, yang merupakan analog penuh lingkaran asteroid dalam Sistem Suria, terletak dari 2 hingga 4 AU dari Matahari.[60][64]

Eksoplanet[sunting | sunting sumber]

Beribu-ribu buah eksoplanet telah dikenal pasti dalam dua puluh tahun yang lalu, dengan, sekurang-kurangnya, berbilion-bilion buah lagi, dalam alam semesta kita yang boleh diperhatikan, masih belum ditemui.[71] Orbit kebanyakan planet dan sistem planet ini berbeza dengan ketara daripada planet dalam Sistem Suria. Eksoplanet yang ditemui termasuk Jupiter panas, Jupiter suam, Bumi super, dan sistem planet dalam yang padat.

Musytari panas dan Musytari suam dianggap telah berhijrah ke orbit kini ketika atau selepas pembentukannya. Beberapa kemungkinan mekanisme untuk migrasi ini telah dicadangkan. Penghijrahan Jenis I atau Jenis II dengan lancar boleh mengurangkan paksi separa besar orbit planet yang mengakibatkan Musytari panas atau panas. Penyerakan graviti oleh planet lain ke orbit yang sipi dengan perihelion berhampiran bintang adalah diikuti dengan pembulatan orbitnya akibat interaksi pasang surut dengan bintang boleh meninggalkan planet pada orbit yang rapat. Jika sesebuah planet atau bintang pendamping yang besar pada orbit condong terdapat pertukaran kecenderungan untuk kesipian melalui mekanisme Kozai yang meningkatkan kesipian dan menurunkan perihelion diikuti dengan pekeliling juga boleh menghasilkan orbit yang rapat. Kebanyakan planet bersaiz Musytari mempunyai orbit sipi yang mungkin menunjukkan bahawa pertemuan graviti berlaku di antara planet-planet, walaupun penghijrahan semasa dalam resonans juga boleh merangsang kesipian.[72] Pertumbuhan in situ Musytari panas dari Bumi super yang mengorbit rapat juga telah dicadangkan. Teras dalam hipotesis ini boleh terbentuk secara tempatan atau pada jarak yang lebih jauh dan berhijrah dekat dengan bintang.[73]

Super-Bumi dan planet lain yang mengorbit rapat dianggap sama ada terbentuk secara in situ atau ex situ, iaitu, telah berhijrah ke dalam dari lokasi awalnya.[74] Pembentukan in situ super-Bumi yang mengorbit rapat memerlukan cakera besar, penghijrahan embrio planet diikuti oleh perlanggaran dan percantuman, atau hanyutan jejari pepejal kecil dari lebih jauh dalam cakera. Penghijrahan super-Bumi, atau embrio yang bertembung untuk membentuknya adalah berkemungkinan Jenis I kerana jisimnya yang lebih kecil. Orbit resonans beberapa sistem eksoplanet pula menunjukkan bahawa beberapa penghijrahan berlaku dalam sistem ini, manakala jarak orbit dalam kebanyakan sistem lain yang tidak dalam resonans menunjukkan bahawa ketidakstabilan mungkin berlaku dalam sistem tersebut selepas pelesapan cakera gas tersebut. Ketiadaan super-Bumi dan planet yang mengorbit rapat dalam Sistem Suria mungkin disebabkan oleh pembentukan Musytari sebelum ini yang menghalang penghijrahan masuk mereka.[75]

Jumlah gas yang diperoleh oleh super-Bumi yang terbentuk di situ mungkin bergantung pada masa embrio planet bergabung disebabkan oleh kesan gergasi berbanding pelesapan cakera gas. Jika penggabungan berlaku selepas cakera gas melesap planet terestrial boleh terbentuk, jika dalam cakera peralihan, super-Bumi dengan sampul gas yang mengandungi beberapa peratus jisimnya mungkin terbentuk. Jika penggabungan berlaku terlalu awal, pertambahan gas lari boleh berlaku yang membawa kepada pembentukan gergasi gas. Penggabungan bermula apabila geseran dinamik akibat cakera gas menjadi tidak mencukupi untuk mengelakkan perlanggaran, satu proses yang akan bermula lebih awal dalam cakera kelogaman yang lebih tinggi.[76] Sebagai alternatif pertambahan gas mungkin terhad kerana sampul tidak berada dalam keseimbangan hidrostatik, sebaliknya gas mungkin mengalir melalui sampul memperlahankan pertumbuhannya dan melambatkan permulaan tokokan gas larian sehingga jisim teras mencapai 15 jisim Bumi.[77]

Maksud tokokan[sunting | sunting sumber]

Penggunaan istilah "cakera tokokan" untuk cakera protoplanet membawa kepada kekeliruan mengenai proses tokokan planet. Cakera protoplanet kadangkala dirujuk sebagai cakera tokokan, kerana semasa protobintang seperti T Tauri muda masih mengecut, bahan gas mungkin masih jatuh ke atasnya, bertokok menambah pada permukaannya dari pinggir dalam cakera.[39] Dalam cakera tokokan, terdapat fluks bersih jisim dari jejari yang lebih besar ke jejari yang lebih kecil.[22]

Walau bagaimanapun, makna itu tidak boleh dikelirukan dengan proses tokokan membentuk planet. Dalam konteks ini, tokokan merujuk kepada proses butiran habuk dan ais yang disejukkan dan pepejal yang mengorbit protobintang dalam cakera protoplanet, berlanggar dan melekat bersama dan secara beransur-ansur berkembang, sehingga dan termasuk perlanggaran tenaga tinggi antara planetesimal yang besar.[19]

Di samping itu, planet-planet gergasi mungkin mempunyai cakera tokokan mereka yang tersendiri, dalam makna pertama perkataan itu.[78] Awan gas hidrogen dan helium yang ditangkap mengecut, berputar ke atas, diratakan dan memendapkan gas ke permukaan setiap protoplanet gergasi, manakala jasad pepejal dalam cakera itu bertambah ke dalam bulan biasa planet gergasi itu.[79]

Lihat juga[sunting | sunting sumber]

Nota[sunting | sunting sumber]

  1. ^ a b c d e f g h Woolfson, M.M. (1993). "Solar System – its origin and evolution". Q. J. R. Astron. 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.
  2. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q r s t u v w x y z Montmerle, Thierry; Augereau, Jean-Charles; Chaussidon, Marc (2006). "Solar System Formation and Early Evolution: the First 100 Million Years". Earth, Moon, and Planets. 98 (1–4): 39–95. Bibcode:2006EM&P...98...39M. doi:10.1007/s11038-006-9087-5. Unknown parameter |displayauthors= ignored (bantuan)
  3. ^ Andrews, Robin George (10 August 2022). "Astronomers May Have Found the Galaxy's Youngest Planet - The Webb telescope soon will help measure the world, which may offer insights into how our own formed". The New York Times. Dicapai pada 11 August 2022.
  4. ^ D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. (2013). "Three-Dimensional Radiation-Hydrodynamics Calculations of the Envelopes of Young Planets Embedded in Protoplanetary Disks". The Astrophysical Journal. 778 (1): 77 (29 pp.). arXiv:1310.2211. Bibcode:2013ApJ...778...77D. doi:10.1088/0004-637X/778/1/77.
  5. ^ Swedenborg, Emanuel (1734). (Principia) Latin: Opera Philosophica et Mineralia (English: Philosophical and Mineralogical Works). I.
  6. ^ Baker, Gregory L. "Emanuel Swenborg – an 18th century cosomologist". The Physics Teacher. October 1983, pp. 441–446.
  7. ^ George H. A. Cole (2013). Planetary Science: The Science of Planets around Stars, Second Edition, Michael M. Woolfson, p. 190
  8. ^ Brester, David (1876), "More Worlds Than One: The Creed of the Philosopher and the Hope of the Christian", Chatto and Windus, Piccadilly, p. 153
  9. ^ As quoted by David Brewster, "More worlds than one : the creed of the philosopher and the hope of the Christian", Fixed stars and binary systems. p. 233
  10. ^ Henbest, Nigel (1991). "Birth of the planets: The Earth and its fellow planets may be survivors from a time when planets ricocheted around the Sun like ball bearings on a pinball table". New Scientist. Dicapai pada 2008-04-18.
  11. ^ Safronov, Viktor Sergeevich (1972). Evolution of the Protoplanetary Cloud and Formation of the Earth and the Planets. Israel Program for Scientific Translations. ISBN 978-0-7065-1225-0.
  12. ^ Wetherill, George W. (1989). "Leonard Medal Citation for Victor Sergeevich Safronov". Meteoritics. 24 (4): 347. Bibcode:1989Metic..24..347W. doi:10.1111/j.1945-5100.1989.tb00700.x.
  13. ^ "Interactive Extra-solar Planets Catalog". Extrasolar Planets Encyclopaedia. 10 September 2011. Dicapai pada 2011-09-10.
  14. ^ "SPHERE Reveals Fascinating Zoo of Discs Around Young Stars". www.eso.org. Dicapai pada 11 April 2018.
  15. ^ a b c d e f g h Andre, Philippe; Montmerle, Thierry (1994). "From T Tauri stars protostars: circumstellar material and young stellar objects in the ρ Ophiuchi cloud". The Astrophysical Journal. 420: 837–862. Bibcode:1994ApJ...420..837A. doi:10.1086/173608.
  16. ^ a b c d e Haisch, Karl E.; Lada, Elizabeth A.; Lada, Charles J. (2001). "Disk frequencies and lifetimes in young clusters". The Astrophysical Journal. 553 (2): L153–L156. arXiv:astro-ph/0104347. Bibcode:2001ApJ...553L.153H. doi:10.1086/320685.
  17. ^ a b Padgett, Deborah L.; Brandner, Wolfgang; Stapelfeldt, Karl L. (1999). "Hubble space telescope/nicmos imaging of disks and envelopes around very young stars". The Astronomical Journal. 117 (3): 1490–1504. arXiv:astro-ph/9902101. Bibcode:1999AJ....117.1490P. doi:10.1086/300781. Unknown parameter |displayauthors= ignored (bantuan)
  18. ^ a b c Kessler-Silacci, Jacqueline; Augereau, Jean-Charles; Dullemond, Cornelis P. (2006). "c2d SPITZER IRS spectra of disks around T Tauri stars. I. Silicate emission and grain growth". The Astrophysical Journal. 639 (3): 275–291. arXiv:astro-ph/0511092. Bibcode:2006ApJ...639..275K. doi:10.1086/499330. Unknown parameter |displayauthors= ignored (bantuan)
  19. ^ a b c d e f g h i j k l m n o Kokubo, Eiichiro; Ida, Shigeru (2002). "Formation of protoplanet systems and diversity of planetary systems". The Astrophysical Journal. 581 (1): 666–680. Bibcode:2002ApJ...581..666K. doi:10.1086/344105.
  20. ^ a b c d e f Raymond, Sean N.; Quinn, Thomas; Lunine, Jonathan I. (2006). "High-resolution simulations of the final assembly of earth-like planets 1: terrestrial accretion and dynamics". Icarus. 183 (2): 265–282. arXiv:astro-ph/0510284. Bibcode:2006Icar..183..265R. doi:10.1016/j.icarus.2006.03.011.
  21. ^ a b c d e f Wurchterl, G. (2004). "Planet Formation Towards Estimating Galactic Habitability". Astrobiology:Future Perspectives. Astrophysics and Space Science Library. Kluwer Academic Publishers. m/s. 67–96. doi:10.1007/1-4020-2305-7. ISBN 9781402023040.
  22. ^ a b Lynden-Bell, D.; Pringle, J. E. (1974). "The evolution of viscous discs and the origin of the nebular variables". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 168 (3): 603–637. Bibcode:1974MNRAS.168..603L. doi:10.1093/mnras/168.3.603.
  23. ^ Devitt, Terry (January 31, 2001). "What Puts The Brakes On Madly Spinning Stars?". University of Wisconsin-Madison. Dicapai pada 2013-04-09.
  24. ^ Dullemond, C.; Hollenbach, D.; Kamp, I.; D'Alessio, P. (2007). "Models of the Structure and Evolution of Protoplanetary Disks". Dalam Reipurth, B.; Jewitt, D.; Keil, K. (penyunting). Protostars and Planets V. Tucson, AZ: University of Arizona Press. m/s. 555–572. arXiv:astro-ph/0602619. Bibcode:2007prpl.conf..555D. ISBN 978-0816526543.
  25. ^ Clarke, C. (2011). "The Dispersal of Disks around Young Stars". Dalam Garcia, P. (penyunting). Physical Processes in Circumstellar Disks around Young Stars. Chicago, IL: University of Chicago Press. m/s. 355–418. ISBN 9780226282282.
  26. ^ "Worlds with many suns". www.eso.org (dalam bahasa Inggeris). Dicapai pada 11 February 2019.
  27. ^ a b c Youdin, Andrew N.; Shu, Frank N. (2002). "Planetesimal formation by gravitational instability". The Astrophysical Journal. 580 (1): 494–505. arXiv:astro-ph/0207536. Bibcode:2002ApJ...580..494Y. doi:10.1086/343109.
  28. ^ a b c d e Inaba, S.; Wetherill, G.W.; Ikoma, M. (2003). "Formation of gas giant planets: core accretion models with fragmentation and planetary envelope" (PDF). Icarus. 166 (1): 46–62. Bibcode:2003Icar..166...46I. doi:10.1016/j.icarus.2003.08.001. Diarkibkan daripada yang asal (PDF) pada 2006-09-12.
  29. ^ Lissauer, J. J.; Hubickyj, O.; D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. (2009). "Models of Jupiter's growth incorporating thermal and hydrodynamic constraints". Icarus. 199 (2): 338–350. arXiv:0810.5186. Bibcode:2009Icar..199..338L. doi:10.1016/j.icarus.2008.10.004.
  30. ^ a b Bodenheimer, P.; D'Angelo, G.; Lissauer, J. J.; Fortney, J. J.; Saumon, D. (2013). "Deuterium Burning in Massive Giant Planets and Low-mass Brown Dwarfs Formed by Core-nucleated Accretion". The Astrophysical Journal. 770 (2): 120 (13 pp.). arXiv:1305.0980. Bibcode:2013ApJ...770..120B. doi:10.1088/0004-637X/770/2/120. Unknown parameter |displayauthors= ignored (bantuan)
  31. ^ a b D'Angelo, G.; Weidenschilling, S. J.; Lissauer, J. J.; Bodenheimer, P. (2014). "Growth of Jupiter: Enhancement of core accretion by a voluminous low-mass envelope". Icarus. 241: 298–312. arXiv:1405.7305. Bibcode:2014Icar..241..298D. doi:10.1016/j.icarus.2014.06.029.
  32. ^ a b c Papaloizou 2007 page 10
  33. ^ a b c d D'Angelo, G.; Durisen, R. H.; Lissauer, J. J. (2011). "Giant Planet Formation". Dalam S. Seager. (penyunting). Exoplanets. University of Arizona Press, Tucson, AZ. m/s. 319–346. arXiv:1006.5486. Bibcode:2010exop.book..319D.
  34. ^ Clark, Paul C.; Bonnell, Ian A. (2005). "The onset of collapse in turbulently supported molecular clouds". Mon. Not. R. Astron. Soc. 361 (1): 2–16. Bibcode:2005MNRAS.361....2C. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09105.x.
  35. ^ a b c Pudritz, Ralph E. (2002). "Clustered Star Formation and the Origin of Stellar Masses". Science. 295 (5552): 68–75. Bibcode:2002Sci...295...68P. doi:10.1126/science.1068298. PMID 11778037.Pudritz, Ralph E. (2002). "Clustered Star Formation and the Origin of Stellar Masses". Science. 295 (5552): 68–75. Bibcode:2002Sci...295...68P. doi:10.1126/science.1068298. PMID 11778037. S2CID 33585808.
  36. ^ a b c d Motte, F.; Andre, P.; Neri, R. (1998). "The initial conditions of star formation in the ρ Ophiuchi main cloud: wide-field millimeter continuum mapping". Astron. Astrophys. 336: 150–172. Bibcode:1998A&A...336..150M.
  37. ^ a b c d e Stahler, Steven W.; Shu, Frank H.; Taam, Ronald E. (1980). "The evolution of protostars: II The hydrostatic core". The Astrophysical Journal. 242: 226–241. Bibcode:1980ApJ...242..226S. doi:10.1086/158459.
  38. ^ a b c d e Nakamoto, Taishi; Nakagawa, Yushitsugu (1994). "Formation, early evolution, and gravitational stability of protoplanetary disks". The Astrophysical Journal. 421: 640–650. Bibcode:1994ApJ...421..640N. doi:10.1086/173678.
  39. ^ a b c d e f Yorke, Harold W.; Bodenheimer, Peter (1999). "The formation of protostellar disks. III. The influence of gravitationally induced angular momentum transport on disk structure and appearance". The Astrophysical Journal. 525 (1): 330–342. Bibcode:1999ApJ...525..330Y. doi:10.1086/307867.
  40. ^ Lee, Chin-Fei; Mundy, Lee G.; Reipurth, Bo (2000). "CO outflows from young stars: confronting the jet and wind models". The Astrophysical Journal. 542 (2): 925–945. Bibcode:2000ApJ...542..925L. doi:10.1086/317056. Unknown parameter |displayauthors= ignored (bantuan)
  41. ^ a b Stahler, Steven W. (1988). "Deuterium and the Stellar Birthline". The Astrophysical Journal. 332: 804–825. Bibcode:1988ApJ...332..804S. doi:10.1086/166694.
  42. ^ Mohanty, Subhanjoy; Jayawardhana, Ray; Basri, Gibor (2005). "The T Tauri Phase down to Nearly Planetary Masses: Echelle Spectra of 82 Very Low Mass Stars and Brown Dwarfs". The Astrophysical Journal. 626 (1): 498–522. arXiv:astro-ph/0502155. Bibcode:2005ApJ...626..498M. doi:10.1086/429794. S2CID 8462683.
  43. ^ Martin, E. L.; Rebolo, R.; Magazzu, A.; Pavlenko, Ya. V. (1994). "Pre-main sequence lithium burning". Astron. Astrophys. 282: 503–517. arXiv:astro-ph/9308047. Bibcode:1994A&A...282..503M.
  44. ^ a b c Hartmann, Lee; Calvet, Nuria; Gullbring, Eric; D’Alessio, Paula (1998). "Accretion and the evolution of T Tauri disks". The Astrophysical Journal. 495 (1): 385–400. Bibcode:1998ApJ...495..385H. doi:10.1086/305277.
  45. ^ a b Shu, Frank H.; Shang, Hsian; Glassgold, Alfred E.; Lee, Typhoon (1997). "X-rays and Fluctuating X-Winds from Protostars". Science. 277 (5331): 1475–1479. Bibcode:1997Sci...277.1475S. doi:10.1126/science.277.5331.1475.
  46. ^ a b Muzerolle, James; Calvet, Nuria; Hartmann, Lee (2001). "Emission-line diagnostics of T Tauri magnetospheric accretion. II. Improved model tests and insights into accretion physics". The Astrophysical Journal. 550 (2): 944–961. Bibcode:2001ApJ...550..944M. doi:10.1086/319779.
  47. ^ a b Adams, Fred C.; Hollenbach, David; Laughlin, Gregory; Gorti, Uma (2004). "Photoevaporation of circumstellar disks due to external far-ultraviolet radiation in stellar aggregates". The Astrophysical Journal. 611 (1): 360–379. arXiv:astro-ph/0404383. Bibcode:2004ApJ...611..360A. doi:10.1086/421989.
  48. ^ Harrington, J.D.; Villard, Ray (24 April 2014). "RELEASE 14–114 Astronomical Forensics Uncover Planetary Disks in NASA's Hubble Archive". NASA. Diarkibkan daripada yang asal pada 2014-04-25. Dicapai pada 2014-04-25.
  49. ^ a b c Chick, Kenneth M.; Cassen, Patrick (1997). "Thermal processing of interstellar dust grains in the primitive solar environment". The Astrophysical Journal. 477 (1): 398–409. Bibcode:1997ApJ...477..398C. doi:10.1086/303700.
  50. ^ a b Klahr, H.H.; Bodenheimer, P. (2003). "Turbulence in accretion disks: vorticity generation and angular momentum transport via the global baroclinic instability". The Astrophysical Journal. 582 (2): 869–892. arXiv:astro-ph/0211629. Bibcode:2003ApJ...582..869K. doi:10.1086/344743.
  51. ^ "ALMA Sheds Light on Planet-Forming Gas Streams". ESO Press Release. Dicapai pada 10 January 2013.
  52. ^ a b Michikoshi, Shugo; Inutsuka, Shu-ichiro (2006). "A two-fluid analysis of the kelvin-helmholtz instability in the dusty layer of a protoplanetary disk: a possible path toward planetesimal formation through gravitational instability". The Astrophysical Journal. 641 (2): 1131–1147. arXiv:astro-ph/0412643. Bibcode:2006ApJ...641.1131M. doi:10.1086/499799.
  53. ^ Johansen, Anders; Henning, Thomas; Klahr, Hubert (2006). "Dust Sedimentation and Self-sustained Kelvin-Helmholtz Turbulence in Protoplanetary Disk Midplanes". The Astrophysical Journal. 643 (2): 1219–1232. arXiv:astro-ph/0512272. Bibcode:2006ApJ...643.1219J. doi:10.1086/502968.
  54. ^ Johansen, A.; Blum, J.; Tanaka, H.; Ormel, C.; Bizzarro, M.; Rickman, H. (2014). "The Multifaceted Planetesimal Formation Process". Dalam Beuther, H.; Klessen, R. S.; Dullemond, C. P.; Henning, T. (penyunting). Protostars and Planets VI. University of Arizona Press. m/s. 547–570. arXiv:1402.1344. Bibcode:2014prpl.conf..547J. doi:10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch024. ISBN 978-0-8165-3124-0.
  55. ^ Johansen, A.; Jacquet, E.; Cuzzi, J. N.; Morbidelli, A.; Gounelle, M. (2015). "New Paradigms For Asteroid Formation". Dalam Michel, P.; DeMeo, F.; Bottke, W. (penyunting). Asteroids IV. Space Science Series. University of Arizona Press. m/s. 471. arXiv:1505.02941. Bibcode:2015aste.book..471J. doi:10.2458/azu_uapress_9780816532131-ch025. ISBN 978-0-8165-3213-1.
  56. ^ a b Boss, Alan P. (2003). "Rapid formation of outer giant planets by disk instability". The Astrophysical Journal. 599 (1): 577–581. Bibcode:2003ApJ...599..577B. doi:10.1086/379163.
  57. ^ Nayakshin, Sergie (2010). "Formation of planets by tidal downsizing of giant planet embryos". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Letters. 408 (1): L36–l40. arXiv:1007.4159. Bibcode:2010MNRAS.408L..36N. doi:10.1111/j.1745-3933.2010.00923.x.
  58. ^ Stamatellos, Dimitris; Hubber, David A.; Whitworth, Anthony P. (2007). "Brown dwarf formation by gravitational fragmentation of massive, extended protostellar discs". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Letters. 382 (1): L30–L34. arXiv:0708.2827. Bibcode:2007MNRAS.382L..30S. doi:10.1111/j.1745-3933.2007.00383.x.
  59. ^ Font, Andreea S.; McCarthy, Ian G.; Johnstone, Doug; Ballantyne, David R. (2004). "Photoevaporation of circumstellar disks around young stars". The Astrophysical Journal. 607 (2): 890–903. arXiv:astro-ph/0402241. Bibcode:2004ApJ...607..890F. doi:10.1086/383518.
  60. ^ a b c d e f g h i Bottke, William F.; Durda, Daniel D.; Nesvorny, David (2005). "Linking the collisional history of the main asteroid belt to its dynamical excitation and depletion" (PDF). Icarus. 179 (1): 63–94. Bibcode:2005Icar..179...63B. doi:10.1016/j.icarus.2005.05.017. Unknown parameter |displayauthors= ignored (bantuan)
  61. ^ Grishin, Evgeni; Perets, Hagai B.; Avni, Yael (2019-08-11). "Planet seeding through gas-assisted capture of interstellar objects". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (dalam bahasa Inggeris). 487 (3): 3324–3332. arXiv:1804.09716. doi:10.1093/mnras/stz1505. ISSN 0035-8711.
  62. ^ a b c d Raymond, Sean N.; Quinn, Thomas; Lunine, Jonathan I. (2007). "High-resolution simulations of the final assembly of Earth-like planets 2: water delivery and planetary habitability". Astrobiology. 7 (1): 66–84. arXiv:astro-ph/0510285. Bibcode:2007AsBio...7...66R. doi:10.1089/ast.2006.06-0126. PMID 17407404.
  63. ^ a b c d e f g h i Thommes, E.W.; Duncan, M.J.; Levison, H.F. (2003). "Oligarchic growth of giant planets". Icarus. 161 (2): 431–455. arXiv:astro-ph/0303269. Bibcode:2003Icar..161..431T. doi:10.1016/S0019-1035(02)00043-X.
  64. ^ a b c d e f Petit, Jean-Marc; Morbidelli, Alessandro (2001). "The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt" (PDF). Icarus. 153 (2): 338–347. Bibcode:2001Icar..153..338P. doi:10.1006/icar.2001.6702. Diarkibkan daripada yang asal (PDF) pada 2007-02-21. Dicapai pada 2008-03-18.
  65. ^ a b D'Angelo, G.; Lissauer, J. J. (2018). "Formation of Giant Planets". Dalam Deeg H., Belmonte J. (penyunting). Handbook of Exoplanets. Springer International Publishing AG, part of Springer Nature. m/s. 2319–2343. arXiv:1806.05649. Bibcode:2018haex.bookE.140D. doi:10.1007/978-3-319-55333-7_140. ISBN 978-3-319-55332-0.
  66. ^ a b Janson, M.; Bonavita, M.; Klahr, H.; Lafreniere, D.; Jayawardhana, R.; Zinnecker, H. (2011). "High-contrast Imaging Search for Planets and Brown Dwarfs around the Most Massive Stars in the Solar Neighborhood". Astrophys. J. 736 (89): 89. arXiv:1105.2577. Bibcode:2011ApJ...736...89J. doi:10.1088/0004-637x/736/2/89. Unknown parameter |displayauthors= ignored (bantuan)
  67. ^ a b c Fortier, A.; Benvenuto, A.G. (2007). "Oligarchic planetesimal accretion and giant planet formation". Astron. Astrophys. 473 (1): 311–322. arXiv:0709.1454. Bibcode:2007A&A...473..311F. doi:10.1051/0004-6361:20066729.
  68. ^ Thommes, Edward W.; Duncan, Martin J.; Levison, Harold F. (1999). "The formation of Uranus and Neptune in the Jupiter-Saturn region of the Solar System" (PDF). Nature. 402 (6762): 635–638. Bibcode:1999Natur.402..635T. doi:10.1038/45185. PMID 10604469.
  69. ^ Lambrechts, M.; Johansen, A. (August 2012). "Rapid growth of gas-giant cores by pebble accretion". Astronomy & Astrophysics. 544: A32. arXiv:1205.3030. Bibcode:2012A&A...544A..32L. doi:10.1051/0004-6361/201219127.
  70. ^ a b Levison, Harold F.; Agnor, Craig (2003). "The role of giant planets in terrestrial planet formation" (PDF). The Astronomical Journal. 125 (5): 2692–2713. Bibcode:2003AJ....125.2692L. doi:10.1086/374625.
  71. ^ "Are We Alone? Discovery of Billions of Earth-Like Planets May Hold the Answer". SciTechDaily. July 8, 2020.
  72. ^ Baruteau, C.; Crida, A.; Paardekooper, S.-J.; Masset, F.; Guilet, J.; Bitsch, B.; Nelson, R.; Kley, W.; Papaloizou, J. (2014). Protostars and Planets VI, Chapter: Planet-Disk Interactions and Early Evolution of Planetary Systems. Protostars and Planets VI. m/s. 667–689. arXiv:1312.4293. Bibcode:2014prpl.conf..667B. doi:10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch029. ISBN 9780816531240.
  73. ^ Batygin, Konstantin; Bodenheimer, Peter H.; Laughlin, Gregory P. (2016). "In Situ Formation and Dynamical Evolution of Hot Jupiter Systems". The Astrophysical Journal. 829 (2): 114. arXiv:1511.09157. Bibcode:2016ApJ...829..114B. doi:10.3847/0004-637X/829/2/114.
  74. ^ D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. (2016). "In Situ and Ex Situ Formation Models of Kepler 11 Planets". The Astrophysical Journal. 828 (1): id. 33 (32 pp.). arXiv:1606.08088. Bibcode:2016ApJ...828...33D. doi:10.3847/0004-637X/828/1/33.
  75. ^ Morbidelli, Alessandro; Raymond, Sean (2016). "Challenges in planet formation". Journal of Geophysical Research: Planets. 121 (10): 1962–1980. arXiv:1610.07202. Bibcode:2016JGRE..121.1962M. doi:10.1002/2016JE005088.
  76. ^ Lee, Eve J.; Chiang, Eugene (2016). "Breeding Super-Earths and Birthing Super-puffs in Transitional Disks". The Astrophysical Journal. 817 (2): 90. arXiv:1510.08855. Bibcode:2016ApJ...817...90L. doi:10.3847/0004-637X/817/2/90.
  77. ^ Lambrechts, Michiel; Lega, Elana (2017). "Reduced gas accretion on super-Earths and ice giants". Astronomy and Astrophysics. 606: A146. arXiv:1708.00767. Bibcode:2017A&A...606A.146L. doi:10.1051/0004-6361/201731014.
  78. ^ D'Angelo, G.; Podolak, M. (2015). "Capture and Evolution of Planetesimals in Circumjovian Disks". The Astrophysical Journal. 806 (1): 29pp. arXiv:1504.04364. Bibcode:2015ApJ...806..203D. doi:10.1088/0004-637X/806/2/203.
  79. ^ Canup, Robin M.; Ward, William R. (2002). "Formation of the Galilean Satellites: Conditions of Accretion" (PDF). The Astronomical Journal. 124 (6): 3404–3423. Bibcode:2002AJ....124.3404C. doi:10.1086/344684.


Ralat petik: Tag <ref> untuk kumpulan "lower-alpha" ada tetapi tag <references group="lower-alpha"/> yang sepadan tidak disertakan

Diambil daripada "https://ms.wikipedia.org/w/index.php?title=Hipotesis_nebula&oldid=6062617"