Фотоиспарение

Фотоиспарение — это процесс, при котором энергетическое излучение ионизирует газ и заставляет его рассеиваться от источника ионизации. Этот термин обычно используется в астрофизическом контексте, где ультрафиолетовое излучение горячих звезд действует на облака материала, такие как молекулярные облака , протопланетные диски или планетарные атмосферы .

Молекулярные облака

Столбы туманности Орла подвергаются фотоиспарению

Одно из наиболее очевидных проявлений астрофизического фотоиспарения можно увидеть в разрушающихся структурах молекулярных облаков, внутри которых рождаются светящиеся звезды.

Испаряющиеся газообразные шарики (EGG)

Основная статья: Испаряющаяся газовая глобула

Испаряющиеся газовые шарики или EGG были впервые обнаружены в туманности Орла . Эти маленькие кометные шарики фотоиспаряются звездами ближайшего скопления. Яйца — это места продолжающегося звездообразования.

Планетарные атмосферы

Планета может быть лишена атмосферы (или ее частей) из-за фотонов высокой энергии и другого электромагнитного излучения . Если фотон взаимодействует с молекулой атмосферы, молекула ускоряется и ее температура увеличивается. Если будет предоставлено достаточно энергии, молекула или атом могут достичь скорости убегания планеты и «испариться» в космос. Чем меньше массовое число газа, тем выше скорость, получаемая при взаимодействии с фотоном. Таким образом, водород является газом, наиболее склонным к фотоиспарению.

Фотоиспарение является вероятной причиной небольшого разрыва в радиусе планеты .

Примерами экзопланет с испаряющейся атмосферой являются HD 209458 b , HD 189733 b и Gliese 3470 b . Материал возможной испаряющейся планеты вокруг WD J0914+1914 может быть ответственен за газовый диск вокруг этого белого карлика.

Протопланетные диски

Фотоиспарение, происходящее на протопланетном диске из-за присутствия близлежащей звезды О-типа.

Протопланетные диски могут быть рассеяны звездным ветром и нагревом из-за падающего электромагнитного излучения. Излучение взаимодействует с веществом и таким образом ускоряет его наружу. Этот эффект заметен только при достаточной силе излучения, например, исходящего от близлежащих звезд типа O и B или когда центральная протозвезда начинает ядерный синтез .

Диск состоит из газа и пыли. Этот эффект в основном влияет на газ, состоящий в основном из легких элементов, таких как водород и гелий , в результате чего соотношение между пылью и газом увеличивается.

Излучение центральной звезды возбуждает частицы в аккреционном диске. Облучение диска приводит к появлению масштаба длины стабильности, известного как гравитационный радиус ( $r_{g}$). За пределами гравитационного радиуса частицы могут достаточно возбудиться, чтобы улететь. гравитации диска и испаряться. Через 10 ⁶ – 10 ⁷ годы, темпы вязкой аккреции падают ниже скоростей фотоиспарения при $r_{g}$. Затем вокруг открывается разрыв $r_{g}$, внутренний диск стекает на центральную звезду, или распространяется на $r_{g}$ и испаряется. Внутреннее отверстие, простирающееся до $r_{g}$ производится. Как только образуется внутреннее отверстие, внешний диск очень быстро очищается.

Формула гравитационного радиуса диска:

$r_{g}={\frac {\left(\gamma -1\right)}{2\gamma }}{\frac {GM\mu }{k_{B}T}}\approx 2.15{\frac {\left(M/M_{\odot }\right)}{\left(T/10^{4}\ {\rm {K}}\right)}}\ {\rm {AU}},\!$

где $\gamma$ - отношение теплоемкостей (= 5/3 для одноатомного газа), $G$ универсальная гравитационная постоянная , $M$ масса центральной звезды, $M_{\odot }$ масса Солнца, $\mu$ средний вес газа, $k_{B}$ постоянная Больцмана , $T$ — температура газа, а АС — астрономическая единица .

Если обозначить коэффициент в приведенном выше уравнении греческой буквой ${\textstyle \kappa }$ затем

         $\kappa ={\frac {(\gamma -1)}{2\gamma }}={\frac {1}{(2+f)}}$  ,                                           .                                                                    

где ${\textstyle f}$ — число степеней свободы , и мы использовали формулу: ${\textstyle \gamma =1+{\frac {2}{f}}}$.

Для атома , например атома водорода , тогда ${\textstyle f=3}$, потому что атом может двигаться в трех разных ортогональных направлениях. Следовательно, ${\textstyle \kappa =0.2}$. Если атом водорода ионизирован, т. е. является протоном , и находится в сильном магнитном поле , то ${\textstyle f=2}$, поскольку протон может двигаться вдоль магнитного поля и вращаться вокруг силовых линий. В этом случае, ${\textstyle \kappa =0.25}$. , Двухатомная молекула например, молекула водорода, имеет ${\textstyle f=5}$ и ${\textstyle \kappa =1/7\approx 0.143}$. Для нелинейной трехатомной молекулы, такой как вода , ${\textstyle f=6}$ и ${\textstyle \kappa =0.125}$. Если ${\textstyle f}$ становится очень большим, то ${\textstyle \kappa }$ приближается к нулю. Это суммировано в Таблице 1, где мы видим, что разные газы могут иметь разные гравитационные радиусы.

Частица	${\textstyle f}$	${\textstyle \kappa }$
ЧАС + в Б поле	2	0.25
ЧАС	3	0.2
Ч 2	5	~ 0.143
Н 2 О	6	0.125
Предельный случай	∞	0

Таблица 1: Коэффициент гравитационного радиуса как функция степеней свободы.

Считается, что из-за этого эффекта присутствие массивных звезд в области звездообразования оказывает большое влияние на формирование планет из диска вокруг молодого звездного объекта , хотя пока неясно, замедляет или ускоряет этот эффект его.

Области, содержащие протопланетные диски с явными признаками внешнего фотоиспарения.

Самая известная область, содержащая фотоиспаренные протопланетные диски, — туманность Ориона . Их назвали яркими проплидами , и с тех пор этот термин использовался для других регионов для описания фотоиспарения протопланетных дисков. Они были обнаружены с помощью космического телескопа «Хаббл» . В туманности Ориона может даже существовать объект планетарной массы, который фотоиспаряется под действием θ. ¹ Или С. С тех пор HST наблюдал другие молодые звездные скопления и обнаружил яркие проплиды в туманности Лагуна . Трехраздельная туманность , Писмис 24 и НГК 1977 . После запуска космического телескопа Спитцер дополнительные наблюдения выявили пылевые кометные хвосты вокруг молодых членов скопления NGC 2244 , IC 1396 и NGC 2264 . Эти пылевые хвосты также объясняются фотоиспарением протопланетного диска. Позже подобные кометные хвосты были обнаружены у Спитцера в W5 . Это исследование пришло к выводу, что вероятная продолжительность жизни хвостов составляет 5 миллионов лет или меньше. Дополнительные хвосты были обнаружены у Спитцера в NGC 1977. НГК 6193 и Коллиндер 69 . Другие яркие кандидаты на проплиды были обнаружены в туманности Киля с CTIO 4m и вблизи Стрельца A* с VLA . Последующие наблюдения Хаббла за кандидатом в проплид в туманности Киля показали, что это, скорее всего, испаряющаяся газовая глобула .

Объекты в NGC 3603 и позже в Лебеде OB2 были предложены как промежуточные массивные версии ярких проплидов, обнаруженных в туманности Ориона.