Hipotesis nebula

**Hipotesis nebula** adalah model yang paling banyak diterima di bidang kosmogoni untuk menjelaskan pembentukan dan evolusi Tata Surya—serta sistem planet lainnya di alam semesta. Hipotesis ini menyatakan bahwa Tata Surya terbentuk dari gas dan debu yang mengorbit Matahari yang kemudian menggumpal membentuk planet-planet. Model ini dikembangkan oleh Immanuel Kant dan dipublikasikan dalam karyanya *[[Universal Natural History and Theory of the Heavens]]* (1755) dan kemudian direvisi pada tahun 1796 oleh Pierre Laplace. Awalnya hanya diterapkan pada Tata Surya, proses pembentukan sistem planet sekarang dianggap terjadi di seluruh alam semesta. Model tersebut menjelaskan berbagai sifat Tata Surya, termasuk orbit planet-planet yang hampir melingkar dan koplanar, dan gerakannya searah dengan rotasi Matahari. Beberapa unsur dari teori nebula awal masih tercermin dalam teori pembentukan planet saat ini, tetapi sebagian besarnya telah digantikan.

Menurut teori nebula, bintang terbentuk di awan molekul hidrogen yang masif dan padat—disebut awan molekul raksasa atau *giant molecular clouds* (GMC). Awan ini secara gravitasi tidak stabil, dan materi menyatu di dalamnya menjadi gumpalan yang lebih kecil dan lebih padat, yang kemudian berputar, runtuh, dan membentuk bintang. Pembentukan bintang adalah proses yang kompleks, yang selalu menghasilkan cakram protoplanet gas (proplyd) di sekitar bintang muda. Proses tersebut dapat melahirkan planet dalam keadaan tertentu, yang saat ini belum diketahui dengan baik. Dengan demikian, pembentukan sistem planet dianggap sebagai hasil alami dari pembentukan bintang. Bintang seperti Matahari biasanya membutuhkan waktu sekitar 1 juta tahun supaya terbentuk, dengan cakram protoplanet berevolusi menjadi sistem planet selama 10–100 juta tahun berikutnya.

Cakram protoplanet adalah cakram akresi yang memasok materi ke bintang pusat. Awalnya sangat panas, cakram kemudian mendingin dalam tahap yang dikenal sebagai bintang T Tauri. Pada tahap ini, pembentukan butiran debu kecil yang tersusun dari batuan dan es menjadi mungkin. Butiran-butiran tersebut akhirnya dapat menggumpal menjadi planetesimal berukuran hingga beberapa kilometer. Jika cakram cukup masif, maka akresi yang tak terkendali dimulai, yang menghasilkan pembentukan embrio planet berukuran Bulan hingga Mars yang cepat—100.000 hingga 300.000 tahun. Di dekat bintang, embrio-embrio planet mengalami tahap penggabungan yang dahsyat, menghasilkan beberapa planet kebumian. Tahap terakhir ini membutuhkan waktu sekitar 100 juta hingga 1 miliar tahun.

Pembentukan planet raksasa merupakan proses yang lebih rumit. Proses ini diduga terjadi di luar garis beku, tempat embrio planet terutama tersusun dari berbagai jenis es. Akibatnya, massanya beberapa kali lebih besar daripada di bagian dalam cakram protoplanet. Apa yang terjadi setelah pembentukan embrio belum sepenuhnya jelas. Beberapa embrio tampaknya terus bertumbuh dan akhirnya mencapai 5–10 kali massa Bumi—nilai ambang batas yang diperlukan untuk memulai akresi gas hidrogen-helium dari cakram. Pengumpulan gas oleh inti pada awalnya merupakan proses yang lambat dan berlangsung selama beberapa juta tahun. Namun, setelah protoplanet yang sedang terbentuk mencapai sekitar 30 massa Bumi (''M''<sub>🜨</sub>), proses tersebut mengalami percepatan dan berlangsung secara tak terkendali. Planet-planet seperti Jupiter dan Saturnus diperkirakan mengumpulkan sebagian besar massanya hanya dalam waktu 10.000 tahun. Akresi berhenti ketika cadangan gas di cakram habis. Planet-planet yang telah terbentuk kemudian dapat bermigrasi dalam jarak yang sangat jauh, baik selama maupun setelah proses pembentukannya. Raksasa es seperti Uranus dan Neptunus diduga merupakan inti yang gagal, yang terbentuk terlalu lambat ketika cakram hampir menghilang.

## Referensi