光蒸発

光蒸発は、高エネルギー放射線がガスをイオン化し、イオン化源から拡散させるプロセスです。この用語は、高温の恒星からの紫外線 が分子雲、原始惑星系円盤、惑星の大気などの物質の雲に作用する天体物理学の文脈でよく使用されます。^{[1] [2] [3]}

天体物理学的光蒸発の最も明白な現れの一つは、光る星が生まれる分子雲の侵食構造に見られる。^[4]

蒸発するガス球（EGG）は、ワシ星雲で初めて発見されました。これらの小さな彗星の球は、近くの星団の星によって光蒸発しています。EGGは、進行中の星形成の場所です。^[5]

高エネルギー光子やその他の電磁放射により、惑星の大気（または大気の一部）が剥ぎ取られることがあります。光子が大気分子と相互作用すると、分子は加速され、温度が上昇します。十分なエネルギーが供給されると、分子または原子は惑星の脱出速度に達し、宇宙空間に「蒸発」する可能性があります。ガスの質量数が低いほど、光子との相互作用によって得られる速度は高くなります。したがって、水素は光蒸発が最も起こりやすいガスです。

光蒸発が、惑星の半径のギャップが小さい原因である可能性が高い。^[6]

蒸発する大気を持つ太陽系外惑星の例としては、HD 209458 b、HD 189733 b、グリーゼ 3470 bが挙げられます。WD J0914+1914 の周囲にある蒸発する可能性のある惑星の物質が、この白色矮星の周囲のガス円盤の原因である可能性があります。

原始惑星系円盤は、恒星風と入射電磁放射による加熱によって分散される可能性があります。放射は物質と相互作用し、物質を外側に加速します。この効果は、近くの O 型および B 型恒星から来る場合や、中心の原始星が核融合を開始する場合など、十分な放射強度がある場合にのみ顕著になります。

円盤はガスと塵で構成されています。水素やヘリウムなどの軽い元素が主成分のガスが主に影響を受け、塵とガスの比率が増加します。

中心星からの放射線が降着円盤内の粒子を励起する。円盤への放射線照射により、重力半径 ( ) として知られる安定長さスケールが生じる。重力半径の外側では、粒子は十分に励起されて円盤の重力から逃れ、蒸発することがある。10 ⁶～ 10 ⁷年後、粘性降着率は での光蒸発率を下回る。その後、 の周りに隙間が開き、内側の円盤から中心星に水が流れ出るか、 まで広がって蒸発する。 まで伸びる内側の穴が できる。内側の穴ができると、外側の円盤は非常に急速に空になる。 ${\displaystyle r_{g}}$${\displaystyle r_{g}}$${\displaystyle r_{g}}$${\displaystyle r_{g}}$${\displaystyle r_{g}}$

円盤の重力半径の式は^{[7]である。}

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

ここで、は比熱比（単原子ガスの場合は 5/3）、 は万有引力定数、 は中心星の質量、は太陽の質量、 は ガスの平均重量、はボルツマン定数、 はガスの温度、 AU は天文単位です。 ${\displaystyle \gamma}$${\displaystyle G}$${\displaystyle M}$${\displaystyle M_{\odot}}$${\displaystyle \mu}$${\displaystyle k_{B}}$ ${\displaystyle T}$

上記の式の係数をギリシャ文字で表すと、 ${\textstyle \kappa }$

         ${\displaystyle \kappa ={\frac {(\gamma -1)}{2\gamma }}={\frac {1}{(2+f)}}}$  、。                                                                    

ここで は自由度の数であり、次の式を使用しています。 ${\textstyle f}$${\textstyle \gamma =1+{\frac {2}{f}}}$

水素原子などの原子の場合、 となります。これは、原子が 3 つの異なる直交方向に移動できるためです。したがって、 となります。水素原子がイオン化されている場合、つまり陽子 であり、強い磁場内にある場合、となります。これは、陽子が磁場に沿って移動し、磁力線の周りを回転できるためです。この場合、 となります。二原子分子、たとえば水素分子は、およびとなります。水などの非線形三原子分子の場合、および となります。が非常に大きくなると、 はゼロに近づきます。これは表 1 にまとめられており、異なるガスは異なる重力半径を持つ可能性があることがわかります。 ${\textstyle f=3}$${\textstyle \kappa =0.2}$${\textstyle f=2}$${\textstyle \kappa =0.25}$${\textstyle f=5}$${\textstyle \kappa =1/7\約 0.143}$${\textstyle f=6}$${\textstyle \kappa =0.125}$${\textstyle f}$${\textstyle \kappa }$

表 1: 自由度の関数としての重力半径係数。

この効果により、星形成領域における大質量星の存在は、若い恒星の周りの円盤からの惑星形成に大きな影響を与えると考えられていますが、この効果が惑星形成を減速させるのか加速させるのかはまだ明らかではありません。

光蒸発した原始惑星系円盤を含む最も有名な領域はオリオン星雲です。これらは明るいプロプライドと呼ばれ、それ以来、この用語は原始惑星系円盤の光蒸発を説明するために他の領域にも使用されています。これらはハッブル宇宙望遠鏡によって発見されました。^{[8]オリオン星雲には、} θ ¹ Ori Cによって光蒸発している惑星質量の天体さえあるかもしれません。^[9]それ以来、HSTは他の若い星団を観測し、ラグーン星雲、^[10]三裂星雲、^[11] ピスミス24 ^[12]およびNGC 1977で明るいプロプライドを発見しました。^[13]スピッツァー宇宙望遠鏡の打ち上げ後の追加の観測により、 NGC 2244、IC 1396、およびNGC 2264の若い星団メンバーの周囲に塵の多い彗星の尾があることが明らかになりました。これらの塵の尾も、原始惑星系円盤の光蒸発によって説明される。^[14]その後、スピッツァーのW5でも同様の彗星の尾が発見された。この研究では、尾の寿命はおそらく500万年かそれ以下であると結論付けられた。^[15]スピッツァーのNGC 1977、^[13]、 NGC 6193 ^[16]、コリンダー69でも追加の尾が発見された。^[17]その他の明るいプロピルド候補は、CTIO 4mのカリーナ星雲とVLAのいて座A*の近くで発見された。^{[18] [19]ハッブル宇宙望遠鏡によるカリーナ星雲のプロピルド候補の追跡観測により、}蒸発するガス球である可能性が高いことが明らかになった。^[20]

NGC 3603とその後の白鳥座OB2の天体は、オリオン星雲で発見された明るいプロプライドの中間質量バージョンであると提案されました。^{[21] [22]}