Piringan protoplanet
Piringan protoplanetataucakram protoplanetadalah semacampiringan akresiyang terbentuk di sekitar bintang muda berjenisT TauriatauHerbig-Haro.Piringan protoplanet juga bisa dianggap sebagai piringan akresi untuk bintang itu sendiri. Istilah "akresi" di sini tidak sama dengan akresi dalam pembentukanplanetisimal.
Planet-planet diTata Suryaawalnya terbentuk dari piringan protoplanet yang mengitariMataharimuda. Melalui proses yang melibatkan tarikan gravitasi, benturan, dan akresi, gumpalan materi yang kemudian menjadi protoplanet terbentuk. Protoplanet yang massanya cukup besar kemudian akan menjadi planet.
Hubungan Dengan Abiogenesis
[sunting|sunting sumber]Menurut permodelan komputer, molekul organik kompleks yang penting dalam pembentukan kehidupan mungkin terbentuk di piringan protoplanet sebelum pembentukanBumi.[1]Proses yang sama mungkin terjadi di bintang lain yang memiliki planet.[1]
Formasi
[sunting|sunting sumber]Protobintangterbentuk dariawan molekulyang sebagian besar terdiri dari molekul hidrogen. Ketika sebagian awan molekul mencapai ukuran, massa, atau kerapatan yang kritis, awan tersebut mulai runtuh karena gravitasinya sendiri. Saat awan yang runtuh ini, yang disebutnebula mataharimenjadi lebih padat, gerakan gas acak yang awalnya ada di awan tersebut menjadi lebih merata sesuai dengan arah momentum sudut bersihnebula.Kekekalanmomentum sudutmenyebabkan rotasi meningkat seiring dengan berkurangnya jari-jari nebula. Rotasi ini menyebabkan awan menjadi pipih seperti membentuk pizza yang pipih dari adonan-dan berbentuk piringan. Hal ini terjadi karena percepatansentripetaldari gerak orbit menahan tarikan gravitasi bintang hanya pada arah radial, tapi awan tetap bebas runtuh pada arah aksial. Hasilnya adalah terbentuknya piringan tipis yang ditopang oleh tekanan gas pada arah aksial. Keruntuhan awal membutuhkan waktu sekitar 100.000 tahun. Setelah itu, bintang akan mencapai temperatur permukaan teyang mirip dengan bintang deret utama dengan massa yang sama dan mulai terlihat.
Bintang ini sekarang menjadi bintangT Tauri.Akresi gaske dalam bintang terus berlangsung selama 10 juta tahun[2],sebelum piringan itu menghilang, mungkin tertiup angin bintang, atau mungkin juga berhenti memancarkan radiasi setelah akresi berakhir. Piringan protoplanet tertua yang belum ditemukan berusia 25 juta tahun.
Piringan protoplanet di sekeliling bintang T Tauri berbeda dengan piringan yang mengelilingi komponen utama sistembintang gandadekat dalam hal ukuran dan temperatur. Piringan protoplanet memiliki jari-jari hingga 1000 AU dan hanya bagian terdalamnya saja yang mencapai temperatur di atas 1000 K. Piringan protoplanet juga sering disertai semburan.[3][4]
Piringan protoplanet diperkirakan merupakan struktur tipis yang memiliki tinggi vertikal jauh lebih kecil dari jari-jari, dan massa yang jauh lebih kecil dari bintang muda di pusat.[5]Massa piringan protoplanet umumnya didominasi oleh gas, tapi keberadaan butiran debu memiliki peran penting dalam evolusinya. Butiran debu melindungi bagian tengah piringan dari radiasi energetik dari luar angkasa sehingga menciptakan zona mati di mana ketidakstabilan magnetorotasi (MRI) tidak lagi bekerja.[6][7]
Dipercaya bahwa piringan ini terdiri dari selubung plasma yang bergejolak yang disebut zona aktif dimana membungkus wilayah gas diam yang luas yang disebut zona mati.[8]Zona mati yang terletak di bidang tengah dapat memperlambat aliran materi melalui piringan sehingga tidak dapat mencapai kondisi tunak.
Sistem Planet
[sunting|sunting sumber]Hipotesis nebula tentang pembentukan tata surya menjelaskan bagaimana piringan protoplanet diperkirakan berevolusi menjadi sistem planet. Interaksielektrostatikdan gravitasi dapat menyebabkan butiran debu dan es dalam piringan bertambah menjadiplanetesimal.Proses ini bersaing dengan angin bintang, yang mendorong gas keluar dari sistem, dan gravitasi (akresi) serta tekanan internal (viskositas), yang menarik materi ke pusat bintang T Tauri. Planetesimal merupakan bahan penyusun planet kebumian dan planet raksasa.[9][10]
Sebagian bulanJupiter,Saturnus,danUranusdiyakini terbentuk dari piringan protoplanet yang lebih kecil. Pembentukan planet dan bulan dalam piringan yang secara geometris tipis dan kaya gas dan debu adalah alasan mengapa planet-planet tersusun dalambidang ekliptika.Puluhan juta tahun setelah pembentukan Tata Surya, beberapa AU bagian dalam Tata Surya kemungkinan besar berisi lusinan benda seukuran bulan hinggaMarsyang terus bertambah dan terkonsolidasi menjadiplanet terestrialyang kita lihat sekarang. Bulan Bumi kemungkinan terbentuk setelah protoplanet seukuran Mars menabrak proto-Bumi ~30 juta tahun setelah pembentukan Tata Surya.
Piringan Debu
[sunting|sunting sumber]Piringan debu yang miskin gas telah ditemukan di sekeliling bintang-bintang terdekat-sebagian besar dari mereka memiliki usia antara ~10 juta tahun (misalnyaBeta Pictoris,51 Ophiuchi) hingga milyaran tahun (misalnyaTau Ceti). Sistem-sistem ini biasanya disebut sebagai "piringan puing". Mengingat usia bintang-bintang tersebut yang lebih tua, dan pendeknya usia butiran debu berukuran mikrometer di sekeliling bintang akibat gaya tarik Poynting Robertson, tabrakan dan tekanan radiasi (umumnya ratusan hingga ribuan tahun), diperkirakan debu tersebut berasal dari tabrakanplanetesimal(contohnyaasteroiddankomet). Oleh karena itu, piringan debu di sekitar contoh-contoh ini (misalnyaVega,Alphecca,Fomalhaut,dll.) tidak benar-benar "protoplanet", tetapi mewakili tahap evolusi piringan yang lebih lanjut, di manasabuk asteroidekstrasurya dansabuk Kuipermerupakan tempat terjadinya tabrakan yang menghasilkan debu antarplanetesimal.
Referensi
[sunting|sunting sumber]- ^abMoskowitz, Clara (29 March 2012)."Life's Building Blocks May Have Formed in Dust Around Young Sun".Space.com.Diakses tanggal30 March2012.
- ^Mamajek, E.E.; Meyer, M.R.; Hinz, P.M.; Hoffmann, W.F.; Cohen, M. & Hora, J.L. (2004). "Constraining the Lifetime of Circumstellar Disks in the Terrestrial Planet Zone: A Mid-Infrared Survey of the 30 Myr old Tucana-Horologium Association".The Astrophysical Journal.612(1): 496–510.doi:10.1086%2F422550Periksa nilai
|doi=(bantuan). - ^White, R.J. & Hillenbrand, L.A. (2005). "A Long-lived Accretion Disk around a Lithium-depleted Binary T Tauri Star".The Astrophysical Journal.621(1): 65–68.doi:10.1086%2F428752Periksa nilai
|doi=(bantuan). - ^Cain, Fraser; Hartmann, Lee (2005)."Planetary Disk That Refuses To Grow Up".Universe Today.
- ^Armitage, Philip J. (2011). "Dynamics of Protoplanetary Disks".Annual Review of Astronomy and Astrophysics.49(1): 195–236.doi:10.1146/2Fannurev-astro-081710-102521.
- ^Balbus, Steven A.; Hawley, John F. (1991). "A powerful local shear instability in weakly magnetized disks. I - Linear analysis. II - Nonlinear evolution".Astrophysical Journal.376:214–233.doi:10.1086/2F170270.
- ^Gammie, Charles (1996). "Layered Accretion In T Tauri Disks".Astrophysical Journal.457:355.doi:10.1086/2F176735.
- ^Gammie, Charles (1996). "Layered Accretion In T Tauri Disks".Astrophysical Journal.457:355.doi:10.1086/2F176735.
- ^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.doi:10.1016/2Fj.icarus.2008.10.004.
- ^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.doi:10.1016/2Fj.icarus.2014.06.029.
Referensi
[sunting|sunting sumber]- Montmerle, Thierry (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.
 | Artikel bertopikastronomiini adalah sebuahrintisan.Anda dapat membantu Wikipedia denganmengembangkannya. |