Piringan protoplanet
Piringan protoplanet atau cakram protoplanet adalah semacam piringan akresi yang terbentuk di sekitar bintang muda berjenis T Tauri atau Herbig-Haro. Piringan protoplanet juga bisa dianggap sebagai piringan akresi untuk bintang itu sendiri. Istilah "akresi" di sini tidak sama dengan akresi dalam pembentukan planetisimal.
Planet-planet di Tata Surya awalnya terbentuk dari piringan protoplanet yang mengitari Matahari muda. 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 pembentukan Bumi.[1] Proses yang sama mungkin terjadi di bintang lain yang memiliki planet.[1]
Formasi
[sunting | sunting sumber]Protobintang terbentuk dari awan molekul yang 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 disebut nebula matahari menjadi lebih padat, gerakan gas acak yang awalnya ada di awan tersebut menjadi lebih merata sesuai dengan arah momentum sudut bersih nebula. Kekekalan momentum sudut menyebabkan 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 percepatan sentripetal dari 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 bintang T Tauri. Akresi gas ke 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 sistem bintang ganda dekat 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. Interaksi elektrostatik dan gravitasi dapat menyebabkan butiran debu dan es dalam piringan bertambah menjadi planetesimal. 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 bulan Jupiter, Saturnus, dan Uranus diyakini 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 dalam bidang ekliptika. Puluhan juta tahun setelah pembentukan Tata Surya, beberapa AU bagian dalam Tata Surya kemungkinan besar berisi lusinan benda seukuran bulan hingga Mars yang terus bertambah dan terkonsolidasi menjadi planet terestrial yang 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 (misalnya Beta Pictoris, 51 Ophiuchi) hingga milyaran tahun (misalnya Tau 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 tabrakan planetesimal (contohnya asteroid dan komet). Oleh karena itu, piringan debu di sekitar contoh-contoh ini (misalnya Vega, Alphecca, Fomalhaut, dll.) tidak benar-benar "protoplanet", tetapi mewakili tahap evolusi piringan yang lebih lanjut, di mana sabuk asteroid ekstrasurya dan sabuk Kuiper merupakan tempat terjadinya tabrakan yang menghasilkan debu antar planetesimal.
Referensi
[sunting | sunting sumber]- ^ a b Moskowitz, Clara (29 March 2012). "Life's Building Blocks May Have Formed in Dust Around Young Sun". Space.com. Diakses tanggal 30 March 2012.
- ^ 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:10.1086/422550 Periksa 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:10.1086/428752 Periksa 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 bertopik astronomi ini adalah sebuah rintisan. Anda dapat membantu Wikipedia dengan mengembangkannya. |