Hipotesis nebula

**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 *[[Sejarah Alam Sejagat dan Teori Syurga|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**. 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&nbsp;juta tahun untuk terbentuk, dengan cakera protoplanet berkembang menjadi sistem planet pada masa akan datang&nbsp;10–100 juta tahun.

Cakera protoplanet ialah cakera tokokan yang menyuap bintang pusat. 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&nbsp;tahun. Berhampiran bintang, embrio planet melalui peringkat penggabungan yang ganas, menghasilkan beberapa planet bumian. Peringkat terakhir mengambil masa kira-kira 100&nbsp;juta hingga satu bilion tahun.

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. 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 (''M''<sub>Bumi</sub>) ia memecut dan meneruskan dengan cara larian. Planet seperti Musytari dan Zuhal dianggap mengumpul sebahagian besar jisimnya dalam tempoh hanya 10,000&nbsp;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.
## Sejarah
Terdapat bukti bahawa Emanuel Swedenborg mula-mula mencadangkan bahagian-bahagian teori nebula pada tahun 1734. 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.

Pierre-Simon Laplace secara bebas membangunkan dan mencadangkan model serupa pada tahun 1796 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. 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. 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. 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". 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".

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. Pada tahun 1978 Andrew Prentice membangkitkan idea Laplacian awal tentang pembentukan planet dan membangunkan *teori Laplacian moden*. 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. Bukunya pada 1969, *Evolution of the protoplanetary cloud and formation of the Earth and the planets*, yang diterjemahkan ke dalam bahasa Inggeris pada tahun 1972, mempunyai kesan yang berpanjangan terhadap cara para saintis berfikir tentang pembentukan planet. 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 (astrofizik)|tokokan larian]]*. 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.

## Model nebula suria: pencapaian dan masalah

### Pencapaian

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

Proses tokokan, apabila planetesimal 1&nbsp;km berkembang menjadi jasad bersaiz 1,000&nbsp; km, sudah difahami sekarang. 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. 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.

### Isu semasa
Fizik cakera tokokan menghadapi beberapa masalah. 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. 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. Proses utama yang bertanggungjawab untuk kehilangan gas dalam cakera ialah resapan likat dan penyejatan foto.

Pembentukan planetesimal adalah masalah terbesar yang tidak dapat diselesaikan dalam model cakera nebula. Bagaimana zarah bersaiz 1&nbsp;cm bergabung menjadi planetesimal 1&nbsp;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.

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. Purata jangka hayat cakera, iaitu kurang daripada sepuluh juta (107 )&nbsp;tahun, jelasnya lebih pendek daripada masa yang diperlukan untuk pembentukan teras. 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.

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."☉) dan 20&nbsp;parsek diameternya. Selama berjuta-juta tahun, awan molekul gergasi terdedah kepada keruntuhan dan pemecahan. Serpihan ini kemudiannya membentuk teras yang kecil dan padat, yang seterusnya meruntuh menjadi bintang. Jisim teras berjulat daripada pecahan kecil kepada beberapa kali ganda daripada Matahari dan dipanggil nebula protonajam (protosuria). Mereka mempunyai diameter 0.01–0.1&nbsp;pc (2,000–20,000&nbsp;AU) dan ketumpatan bilangan zarah kira-kira 10,000 hingga 100,000&nbsp;cm −3.

Keruntuhan awal nebula protonajam jisim suria mengambil masa kira-kira 100,000&nbsp;tahun. 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. Teras ini membentuk benih apa yang akan menjadi bintang. Apabila keruntuhan berterusan, pemuliharaan momentum sudut bermakna bahawa putaran sampul yang jatuh semakin cepat, 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. Teras secara beransur-ansur tumbuh dalam jisim sehingga ia menjadi protobintang panas muda. Pada peringkat ini, protobintang dan cakeranya sangat dikaburkan oleh sampul yang jatuh dan tidak boleh diperhatikan secara langsung. Sebenarnya kelegapan sampul yang tinggal adalah sangat tinggi sehinggakan sinaran gelombang milimeter pun menghadapi masalah untuk melepaskan diri dari dalamnya. Objek sedemikian diperhatikan sebagai pemeluwapan yang sangat terang, yang memancarkan terutamanya sinaran gelombang milimeter dan gelombang submilimeter. Mereka dikelaskan sebagai protobitang spektrum Kelas&nbsp;0. 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) ). Kecerahan protobintang Kelas&nbsp;0 adalah tinggi&nbsp;— protobintang jisim suria boleh memancar sehingga 100 kilauan suria. Sumber tenaga ini ialah keruntuhan graviti, kerana teras mereka belum cukup panas untuk memulakan pelakuran nuklear.

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. Pada masa ini protobintang mula menggabungkan deuterium. Jika protobintang cukup besar (melebihi 80 jisim Musytari (*M*J)), pelakuran hidrogen akan menyusul. Jika tidak, jika jisimnya terlalu rendah, objek itu menjadi kerdil perang. Kelahiran bintang baru ini berlaku kira-kira 100,000&nbsp;tahun selepas keruntuhan bermula. Objek pada peringkat ini dikenali sebagai protobintang Kelas I, yang juga dipanggil bintang T Tauri muda, protobintang yang berkembang, atau objek bintang muda. Pada masa ini bintang pembentuk telah pun menambah banyak jisimnya: jumlah jisim cakera dan baki sampul tidak melebihi 10–20% daripada jisim YSO pusat.

Pada peringkat seterusnya sampul menghilang sepenuhnya, setelah dikumpulkan oleh cakera, dan protobintang menjadi bintang T Tauri klasik.  Ini berlaku selepas kira-kira 1&nbsp;juta tahun. Jisim cakera di sekeliling bintang T Tauri klasik adalah kira-kira 1–3% daripada jisim bintang, dan ia bertambah pada kadar 10−7 hingga  setahun. Sepasang jet bipolar biasanya  juga wujud. 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. Garis pancaran sebenarnya terbentuk apabila gas tertambah mencecah "permukaan" bintang, yang berlaku di sekeliling kutub magnetnya. Pancutan adalah hasil sampingan tokokan: ia membawa momentum sudut yang berlebihan. Peringkat T Tauri klasik berlangsung kira-kira 10&nbsp;juta tahun. 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. Akibatnya, bintang muda itu menjadi bintang T Tauri yang bergaris lemah, yang perlahan-lahan, selama ratusan juta tahun, berkembang menjadi bintang biasa seperti Matahari.

### Cakera protoplanet

Dalam keadaan tertentu cakera, yang kini boleh dipanggil protoplanet, boleh melahirkan sistem planet. Cakera protoplanet telah diperhatikan di sekeliling pecahan bintang yang sangat tinggi dalam gugusan bintang muda. Ia wujud dari awal pembentukan bintang, tetapi pada peringkat terawal tidak dapat diperhatikan kerana kelegapan sampul di sekelilingnya. Cakera bagi protobintang Kelas&nbsp;0 dianggap besar dan panas. Ia cakera tokokan yang memberi suapan kepada protobintang pusat. Suhu boleh dengan mudah melebihi 400&nbsp;K dalam 5&nbsp;AU dan 1,000&nbsp;K dalam 1&nbsp;AU. Pemanasan cakera terutamanya disebabkan oleh pelesapan likat pergolakan di dalamnya dan oleh kemasukan gas dari nebula. 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.

Masalah utama dalam fizik cakera tokokan ialah penjanaan pergolakan dan mekanisme yang bertanggungjawab untuk kelikatan berkesan yang tinggi. 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. Hasil daripada proses ini ialah pertumbuhan kedua-dua protobintang dan jejari cakera, yang boleh mencapai 1,000&nbsp;AU jika momentum sudut awal nebula cukup besar. Cakera besar secara rutin diperhatikan di banyak kawasan pembentuk bintang seperti nebula Orion.

Jangka hayat cakera tokokan adalah kira-kira 10&nbsp;juta&nbsp;tahun. Apabila sesebuah bintang mencapai peringkat T-Tauri klasik, cakera menjadi lebih nipis dan sejuk. Bahan yang kurang meruap mula terpeluwap dekat dengan pusatnya, membentuk 0.1–1&nbsp;μm butiran debu yang mengandungi silikat kristal. 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.

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

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&nbsp;km—dan lapisan padat. Lapisan ini tidak stabil secara graviti dan mungkin berpecah kepada lebih banyak rumpun, yang seterusnya meruntuh menjadi planetesimal. 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. Ini mungkin mengehadkan pembentukan planetesimal melalui ketidakstabilan graviti ke lokasi tertentu dalam cakera apabila kepekatan pepejal dipertingkatkan.

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.

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, yang boleh menyebabkan pembentukan pesat planet gergasi gas dan juga kerdil perang pada skala masa 1,000&nbsp;tahun. 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. Walau bagaimanapun ia hanya boleh dilakukan dalam cakera besar-lebih besar daripada . Sebagai perbandingan, jisim cakera biasa ialah . Memandangkan cakera besar jarang berlaku, mekanisme pembentukan planet ini dianggap jarang berlaku. Sebaliknya, ia mungkin memainkan peranan utama dalam pembentukan kerdil perang.

Pelesapan muktamad cakera protoplanet dicetuskan oleh beberapa mekanisme yang berbeza. Bahagian dalam cakera sama ada ditokok oleh bintang atau dikeluarkan oleh jet dwikutub, manakala bahagian luar pula boleh menyejat di bawah sinaran UV berkuasa bintang semasa peringkat T Tauri atau oleh bintang berdekatan. 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.

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. Objek antara bintang boleh ditangkap, dan menjadi sebahagian daripada Sistem Suria muda.

## Pembentukan planet

### Planet berbatu
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. Ini mengakibatkan pembekuan butiran berbatu tulen dan kemudiannya dalam pembentukan planetesimal berbatu.  Keadaan sedemikian dianggap wujud dalam 3–4 dalaman&nbsp;AU bahagian cakera bintang seperti Matahari.

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

Peringkat seterusnya dipanggil t*okokan oligarki*. Ia dicirikan oleh penguasaan beberapa ratus jasad terbesar yang terus perlahan-lahan menambah planetesimal. Tiada jasad selain oligarki boleh berkembang. Pada peringkat ini kadar pertambahan adalah berkadar dengan R2, yang diperoleh daripada keratan rentas geometri oligarki. Kadar pertambahan khusus adalah berkadar dengan  ; dan ia menurun dengan jisim badan. Ini membolehkan oligarki yang lebih kecil mengejar yang lebih besar. Oligarki dikekalkan pada jarak kira-kira  ( =  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. Sipi dan kecenderungan orbit mereka kekal kecil. Jasad yang terbesar terus bertambah sehingga planetesimal habis dalam cakera di sekeliling mereka. Kadang-kadang jaad oligarki yang berdekatan bergabung. Jisim akhir oligarki bergantung pada jarak dari bintang dan ketumpatan permukaan planetesimal dan dipanggil jisim pengasingan. Untuk planet berbatu ia adalah sehingga 0.1 *M*Bumi , atau satu jisim Marikh. Hasil akhir peringkat oligarki ialah pembentukan kira-kira  embrio planet bersaiz 100 Bulan hingga Marikh yang dijarakkan secara seragam pada kira-kira . Mereka dianggap berada di dalam celah dalam cakera dan dipisahkan oleh gegelang planetesimal yang tinggal. Tahap ini dianggap berlangsung beberapa ratus ribu tahun.

Peringkat terakhir pembentukan planet berbatu ialah *peringkat penggabungan*. 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. Semasa peringkat ini embrio mengeluarkan planetesimal yang tinggal, dan berlanggar antara satu sama lain. Hasil proses yang berlangsung selama 10 hingga 100&nbsp;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. Dalam Sistem Suria mereka mungkin diwakili oleh Bumi dan Zuhrah. Pembentukan kedua-dua planet memerlukan penggabungan kira-kira 10-20 buah embrio, manakala sebilangan yang sama daripada mereka juga dibuang keluar dari Sistem Suria. Beberapa buah embrio, yang berasal dari lingkaran asteroid, dianggap telah membawa air ke Bumi. Marikh dan Utarid boleh dianggap sebagai baki embrio yang terselamat daripada persaingan itu. 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.

### Planet gergasi

Pembentukan planet gergasi merupakan masalah yang luar biasa dalam sains planet. 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). Kemungkinan kedua ialah *model pertambahan teras*, yang juga dikenali sebagai *model ketidakstabilan nukleus*. Senario yang kedua dianggap sebagai yang paling ada harapan, kerana ia boleh menjelaskan pembentukan planet gergasi dalam cakera jisim yang agak rendah (kurang daripada ). Dalam model ini pembentukan planet gergasi dibahagikan kepada dua peringkat: a) tokokan teras kira-kira 10 *M*Bumi dan b) tokokan gas daripada cakera protoplanet. Mana-mana kaedah juga boleh membawa kepada penciptaan kerdil perang. Carian setakat 2011 mendapati bahawa tokokan teras berkemungkinan merupakan mekanisme pembentukan yang dominan.

Pembentukan teras planet gergasi dianggap berjalan secara kasar di sepanjang garis pembentukan planet bumian. Ia bermula dengan planetesimal yang mengalami pertumbuhan larian, diikuti oleh peringkat oligarki yang lebih perlahan. Hipotesis tidak meramalkan peringkat penggabungan, kerana kebarangkalian perlanggaran antara embrio planet di bahagian luar sistem planet adalah rendah. 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. Ini meningkatkan jisim planetesimal empat kali ganda. Walau bagaimanapun, nebula jisim minimum yang mampu membentuk planet bumian hanya boleh membentuk teras 1–2 *M*Bumi pada jarak Musytari (5&nbsp;AU) dalam masa 10&nbsp;juta tahun. Nombor terakhir mewakili purata hayat cakera gas di sekeliling bintang seperti Matahari. Penyelesaian yang dicadangkan termasuk jisim cakera yang dipertingkat—peningkatan sepuluh kali ganda sudah memadai; penghijrahan protoplanet, yang membolehkan embrio menambah lebih banyak planetesimal; dan akhirnya peningkatan pertambahan akibat seretan gas dalam sampul gas embrio. Beberapa gabungan idea yang disebutkan di atas mungkin menjelaskan pembentukan teras planet gergasi gas seperti Musytari dan mungkin juga Zuhal. Pembentukan planet seperti Uranus dan Neptun adalah lebih bermasalah, kerana tiada teori yang mampu menyediakan pembentukan *in situ* teras mereka pada jarak 20–30&nbsp;AU dari bintang tengah. Satu hipotesis ialah mereka pada mulanya tertokok di rantau Musytari-Zuhal, kemudian bertaburan dan berhijrah ke lokasi mereka sekarang. 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.

Apabila teras mempunyai jisim yang mencukupi (5–10 *M*Bumi), mereka mula mengumpul gas dari cakera sekeliling. Pada mulanya ia  proses yang perlahan, meningkatkan jisim teras sehingga 30 *M*Bumi dalam beberapa juta tahun. Selepas itu, kadar pertambahan meningkat secara mendadak dan baki 90% jisim terkumpul dalam kira-kira 10,000&nbsp;tahun. Pertambahan gas berhenti apabila bekalan dari cakera habis. Ini berlaku secara beransur-ansur, disebabkan oleh pembentukan jurang ketumpatan dalam cakera protoplanet dan penyebaran cakera. 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. 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.

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&nbsp;AU dalam Sistem Suria). 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. Akibatnya, bilangan planet bumian akan berkurangan dan ia akan menjadi semakin besar. 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.

Rantau sistem planet yang bersebelahan dengan planet gergasi akan dipengaruhi dengan cara yang berbeza. Di rantau sedemikian, kesipian embrio mungkin menjadi sangat besar sehingga embrio melepasi dekat dengan planet gergasi, yang boleh menyebabkan mereka terkeluar daripada sistem. Jika semua embrio dikeluarkan, maka tiada planet akan terbentuk di rantau ini. 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. Rantau sedemikian akhirnya akan berkembang menjadi lingkaran asteroid, yang merupakan analog penuh lingkaran asteroid dalam Sistem Suria, terletak dari 2 hingga 4&nbsp;AU dari Matahari.

### Eksoplanet
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. 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. 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.

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. 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.

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. 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.

## Maksud ''tokokan''
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. Dalam cakera tokokan, terdapat fluks bersih jisim dari jejari yang lebih besar ke jejari yang lebih kecil.

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.

Di samping itu, planet-planet gergasi mungkin mempunyai cakera tokokan mereka yang tersendiri, dalam makna pertama perkataan itu. 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.

## Lihat juga

* Lingkaran asteroid
* Globul Bok
* Komet
* Eksokomet
* Pembentukan dan evolusi Sistem Suria
* Objek Herbig–Haro
* Sejarah Bumi
* Lingkaran Kuiper
* Awan Oort
* Bintang T Tauri

## Nota