WikiDer > Фотоиспарение

Фотоиспарение обозначает процесс, при котором энергичное излучение ионизирует газ и заставляет его рассеиваться от ионизирующего источника. Обычно это относится к астрофизическому контексту, где ультрафиолетовый радиация из горячего звезды действует на облака материала, такие как молекулярные облака, протопланетные диски, или планетарный атмосферы.^[1][2][3]

Молекулярные облака

Туманность орла столбы фотоиспаряются

Одно из наиболее очевидных проявлений астрофизического фотоиспарения наблюдается в разрушающихся структурах молекулярных облаков, когда внутри рождаются светящиеся звезды.^[4]

Испаряющиеся газовые глобулы (EGGs)

Испаряющиеся газовые глобулы или EGG были впервые обнаружены в туманности Орла. Эти маленькие кометные глобулы испаряются на фото звездами в ближайшем скоплении. Яйца - это места продолжающегося звездообразования.^[5]

Планеты и атмосферы

А планета может быть лишен его атмосферы (или части атмосферы) из-за высокой энергии фотоны и другие электромагнитное излучение. Если фотон взаимодействует с молекулой атмосферы, молекула ускоряется, а ее температура увеличивается. При наличии достаточной энергии молекула или атом могут достичь скорость убегания планеты и «испаряются» в космос. Чем ниже массовое число газа, тем выше скорость, полученная при взаимодействии с фотоном. Таким образом водород это газ, который наиболее подвержен фотоиспарению.

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

Протопланетные диски

Фотоиспарение протопланетного диска из-за наличия поблизости звезды O-типа

Протопланетные диски может быть рассредоточен звездный ветер и нагрев из-за падающего электромагнитного излучения. Излучение взаимодействует с веществом и таким образом ускоряет его наружу. Этот эффект заметен только при наличии достаточной силы излучения, например, исходящего от близлежащих звезд типа O и B или когда центральная протозвезда начинается термоядерная реакция.

Диск состоит из газа и пыли. Газ, состоящий в основном из легких элементов, таких как водород и гелий, в основном зависит от этого эффекта, вызывая увеличение соотношения между пылью и газом.

Излучение центральной звезды возбуждает частицы в аккреционном диске. Облучение диска приводит к появлению шкалы длины устойчивости, известной как гравитационный радиус (${ displaystyle r_ {g}}$). За пределами гравитационного радиуса частицы могут стать достаточно возбужденными, чтобы покинуть гравитацию диска и испариться. После 10⁶ – 10⁷ лет темпы вязкой аккреции падают ниже скорости фотоиспарения при ${ displaystyle r_ {g}}$. Затем открывается разрыв вокруг ${ displaystyle r_ {g}}$внутренний диск стекает на центральную звезду или распространяется на ${ displaystyle r_ {g}}$ и испаряется. Внутреннее отверстие простирается до ${ displaystyle r_ {g}}$ производится. Как только образуется внутреннее отверстие, внешний диск очень быстро очищается.

Формула для гравитационного радиуса диска:^[6]

${ displaystyle r_ {g} = { frac { left ( gamma -1 right)} {2 gamma}} { frac {GM mu} {k_ {B} T}} приблизительно 2,15 { frac { left (M / M _ { odot} right)} { left (T / 10 ^ {4} { rm {K}} right)}} { rm {AU}}, !}$

куда ${ displaystyle gamma}$ - отношение теплоемкостей (= 5/3 для одноатомного газа), ${ displaystyle G}$ универсальный гравитационная постоянная, ${ displaystyle M}$ масса центральной звезды, ${ displaystyle M _ { odot}}$ масса Солнца,${ displaystyle mu}$ средний вес газа, ${ displaystyle k_ {B}}$ Постоянная Больцмана,${ displaystyle T}$ - температура газа, а ед. Астрономический блок.

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

Области протопланетных дисков с явными признаками внешнего фотоиспарения

Самая известная область, содержащая фотоиспаренные протопланетные диски, - это Туманность Ориона. Их называли яркими поддерживает и с тех пор этот термин использовался для обозначения других регионов для описания фотоиспарения протопланетных дисков. Они были обнаружены с помощью Космический телескоп Хаббла.^[7] В туманности Ориона может быть даже объект планетарной массы, фотоиспаренный из-за θ ¹ Ори С.^[8] С тех пор HST действительно наблюдал другие молодые звездные скопления и обнаружил яркие пробы в Туманность Лагуна^[9], то Трехраздельная туманность^[10], Письмо 24^[11] и NGC 1977^[12]. После запуска Космический телескоп Спитцера дополнительные наблюдения выявили пыльные кометные хвосты вокруг молодых членов скопления в NGC 2244, IC 1396 и NGC 2264. Эти пыльные хвосты также объясняются фотоиспарением протопланетарного диска.^[13] Позже похожие кометные хвосты были обнаружены Спитцером в W5. Это исследование пришло к выводу, что хвосты имеют вероятное время жизни 5. Myrs или менее.^[14] Дополнительные хвосты были обнаружены Спитцером в NGC 1977 г.^[12], NGC 6193^[15] и Коллиндер 69^[16]. Другие яркие выдвинутые кандидаты были найдены в Туманность Киля с CTIO 4 м и рядом Стрелец А * с VLA.^[17][18] Последующие наблюдения Хаббла за выдвинутым кандидатом в туманности Киля показали, что это, вероятно, испаряющаяся газовая глобула.^[19]

Объекты в NGC 3603 а позже в Cygnus OB2 были предложены в качестве промежуточных массивных версий ярких пропидов, обнаруженных в туманности Ориона.^[20][21]

Рекомендации