Anggota : Login |Pendaftaran |Upload pengetahuan
Cari
Hipotesis Nebula [Modifikasi ]
Hipotesis nebular adalah model yang paling banyak diterima di bidang kosmogoni untuk menjelaskan pembentukan dan evolusi Tata Surya (serta sistem planet lainnya). Ini menunjukkan bahwa Tata Surya terbentuk dari bahan samar-samar. Teori ini dikembangkan oleh Immanuel Kant dan diterbitkan dalam bukunya Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels ("Sejarah Alam Universal dan Teori Surgawi"), diterbitkan pada 1755. Awalnya diterapkan pada Tata Surya, proses pembentukan sistem planet sekarang dianggap untuk bekerja di seluruh Alam Semesta. Varian modern yang diterima luas dari hipotesis nebular adalah model disk nebular matahari (SNDM) atau model nebular matahari. Ini menawarkan penjelasan untuk berbagai sifat Tata Surya, termasuk orbit yang hampir melingkar dan coplanar dari planet-planet, dan gerakan mereka ke arah yang sama dengan rotasi Matahari. Beberapa elemen hipotesis nebular digemakan dalam teori-teori modern tentang pembentukan planet, tetapi sebagian besar elemen telah digantikan.
Menurut hipotesis nebular, bintang terbentuk dalam awan padat dan padat dari molekul hidrogen — awan molekul raksasa (GMC). Awan-awan ini secara gravitasi tidak stabil, dan materi bergabung dalam mereka menjadi rumpun padat yang lebih kecil, yang kemudian memutar, runtuh, dan membentuk bintang. Pembentukan bintang adalah proses yang kompleks, yang selalu menghasilkan disk protoplanet gas, proplyd, di sekitar bintang muda. Ini mungkin melahirkan planet dalam keadaan tertentu, yang tidak dikenal. Dengan demikian pembentukan sistem planet dianggap hasil alami dari pembentukan bintang. Bintang seperti Matahari biasanya membutuhkan waktu sekitar 1 juta tahun untuk terbentuk, dengan piringan protoplanet yang berevolusi menjadi sistem planet selama 10-100 juta tahun ke depan.
Disk protoplanet adalah disk akresi yang memberi makan bintang pusat. Awalnya sangat panas, cakram kemudian mendingin dalam apa yang dikenal sebagai tahap bintang T tauri; di sini, pembentukan butiran debu kecil yang terbuat dari batu dan es adalah mungkin. Biji-bijian pada akhirnya dapat berkoagulasi menjadi planetesimal berukuran satu kilometer. Jika piringan itu cukup masif, akresi pelarian dimulai, menghasilkan cepat - 100.000 hingga 300.000 tahun - pembentukan embrio planet berukuran Bulan ke Mars. Di dekat bintang itu, embrio-embrio planetus melewati tahap merger yang penuh kekerasan, menghasilkan beberapa planet terestrial. Tahap terakhir membutuhkan sekitar 100 juta hingga satu miliar tahun.
Pembentukan planet raksasa adalah proses yang lebih rumit. Diperkirakan terjadi di luar garis beku, di mana embrio planet terutama terbuat dari berbagai jenis es. Akibatnya, mereka beberapa kali lebih besar daripada di bagian dalam disk protoplanet. Apa yang terjadi setelah pembentukan embrio tidak sepenuhnya jelas. Beberapa embrio tampaknya terus tumbuh dan akhirnya mencapai 5–10 massa Bumi — nilai ambang, yang diperlukan untuk memulai pertambahan gas hidrogen-helium dari piringan. Akumulasi gas oleh inti pada awalnya merupakan proses yang lambat, yang berlanjut selama beberapa juta tahun, tetapi setelah pembentukan protoplanet mencapai sekitar 30 massa Bumi (M⊕), ia berakselerasi dan berlanjut dengan cara pelarian. Planet-planet seperti Jupiter dan Saturnus diperkirakan menumpuk sebagian besar massa mereka hanya selama 10.000 tahun. Akresi berhenti ketika gas habis. Planet-planet yang terbentuk dapat bermigrasi jarak jauh selama atau setelah formasi mereka. Raksasa es seperti Uranus dan Neptunus dianggap sebagai inti yang gagal, yang terbentuk terlalu terlambat ketika piringan hampir menghilang.
[Formasi bintang][Asal usul alam semesta][Batuan: geologi][Hidrogen]
1.Sejarah
2.Solar nebular model: pencapaian dan masalah
2.1.Prestasi
2.2.Isu saat ini
3.Pembentukan bintang dan disk protoplanet
3.1.Protostars
3.2.Protoplanet disk
4.Pembentukan planet
4.1.Planet berbatu
4.2.Planet raksasa
4.3.Exoplanet
5.Arti akresi
[Upload Lebih Isi ]


Hak cipta @2018 Lxjkh