Fotoparowanie
Photoevaporation jest całkowite lub częściowe zniszczenie dysku protoplanetarnym się gwiazdą , ani atmosfery o planecie , przez fotony z dużą energią i innego promieniowania elektromagnetycznego .
Atmosfery planetarne
Atmosfera planety jest nieustannie bombardowana promieniowaniem gwiazdy, wokół której krąży. Jeśli foton oddziałuje z cząsteczką w atmosferze, ulega przyspieszeniu, a jego temperatura wzrasta. Jeśli cząstka otrzyma wystarczającą ilość energii, może osiągnąć prędkość wyzwolenia planety, a tym samym „wyparować” w kosmos. Im niższa liczba masowa gazu, tym wyższa prędkość uzyskana w wyniku interakcji z fotonem. Dlatego wodór jest gazem najbardziej wrażliwym na fotoodparowanie. Podobnie, im bliżej źródła promieniowania znajduje się planeta, tym liczniejsze są interakcje między atmosferą a promieniowaniem; planety blisko swoich gwiazd mają mniejsze atmosfery (planety chtoniczne ) ewoluują w kierunku całkowitego rozpuszczenia, tak jak miało to miejsce w przypadku gorącego Jowisza HD 209458 b w konstelacji Pegaza .
Dyski protoplanetarne mogą być rozpraszane przez wiatr gwiezdny i ocieplenie spowodowane promieniowaniem elektromagnetycznym. Promieniowanie oddziałuje z materią, a tym samym przyspiesza na zewnątrz. Efekt ten jest zauważalny tylko wtedy, gdy istnieje wystarczająca siła promieniowania z pobliskich gwiazd, na przykład typu O i B lub gdy centralna protogwiazda rozpoczyna fuzję jądrową .
Ważnym parametrem określającym stopień parowania dysku jest promień grawitacji (r g ), określony równaniem:
gdzie γ jest stosunek poszczególnych wytopów (odpowiednik 5/3 do monoatomowe gazu ), G jest stałą grawitacji , M masę centrum gwiazdy masy Słońca , ľ średnią masę atomową gazu stała Boltzmanna , T temperatura gazu w kelwinach , a AU odległość do centrum w jednostkach astronomicznych .
Poza promieniem grawitacji cząstki stają się wystarczająco pobudzone, aby pokonać grawitację dysku i wyparować. Po okresie 10 6 - 10 7 lat tempo wzrostu staje się mniejsze niż szybkość parowania w odległości równej r g . W tym momencie w r g naruszenie otwiera: luki w wewnętrznej części dysku lub wsuwa w gwiazdę lub jest przekazywana do R g i odparowuje, w obydwu przypadkach powstaje próżnia, która rozciąga się od gwiazdy do R. g . W wyniku tworzenia tej pustki inne części zewnętrznego dysku są szybko rozpraszane.
Ze względu na ten efekt uważa się, że obecność masywnych gwiazd w regionie formowania się gwiazd ma znaczący wpływ na formacje planetarne w dyskach młodych obiektów gwiazdowych, chociaż nie jest jasne, czy utrudniają lub ułatwiają ten proces.
Uwagi i odniesienia
- (it) / (en) Ten artykuł jest częściowo lub w całości zaczerpnięty z artykułów zatytułowanych w języku włoskim „ Fotoevaporazione ” ( patrz lista autorów ) oraz w języku angielskim „ Photoevaporation ” ( patrz lista autorów ) .
- G. Hébrard, A. Lecavelier Des Étangs, A. Vidal-Madjar, J.-M. Désert, R. Ferlet, 2003, Szybkość parowania gorących jowiszów i formacja planet Chthonian , Institut d'astrophysique de Paris; Jean-Philippe Beaulieu, Alain Lecavelier des Étangs Caroline Terquem, tom. 321
- Liffman, 2003, „ Promień grawitacyjny napromienionego dysku ”, Astronomical Society of Australia Publications , 20: 4: 337–339