Fotoverdampfung - Photoevaporation

Photoverdampfung bezeichnet den Prozess, bei dem energiereiche Strahlung Gas ionisiert und bewirkt, dass es sich von der ionisierenden Quelle entfernt. Dies bezieht sich typischerweise auf einen astrophysikalischen Kontext, in dem ultraviolette Strahlung von heißen Sternen auf Materialwolken wie Molekülwolken , protoplanetare Scheiben oder planetarische Atmosphären einwirkt .

Molekülwolken

Adlernebelsäulen werden photoverdampft

Eine der offensichtlichsten Manifestationen der astrophysikalischen Photoevaporation ist in den erodierenden Strukturen von Molekülwolken zu sehen, wenn leuchtende Sterne darin geboren werden.

Verdampfende gasförmige Globuli (EGGs)

Verdampfende gasförmige Globuli oder EGGs wurden erstmals im Adlernebel entdeckt. Diese kleinen Kometenkügelchen werden von den Sternen im nahegelegenen Haufen photoevaporiert. EGGs sind Orte der fortwährenden Sternentstehung.

Planetare Atmosphären

Ein Planet kann durch hochenergetische Photonen und andere elektromagnetische Strahlung seiner Atmosphäre (oder Teilen der Atmosphäre) beraubt werden . Wenn ein Photon mit einem atmosphärischen Molekül wechselwirkt, wird das Molekül beschleunigt und seine Temperatur erhöht. Bei ausreichender Energiezufuhr kann das Molekül oder Atom die Fluchtgeschwindigkeit des Planeten erreichen und in den Weltraum „verdampfen“. Je niedriger die Massenzahl des Gases ist, desto höher ist die Geschwindigkeit, die durch die Wechselwirkung mit einem Photon erreicht wird. Somit ist Wasserstoff das Gas, das am anfälligsten für Photoverdampfung ist.

Photoverdampfung ist die wahrscheinliche Ursache für die kleine Planetenradiuslücke .

Beispiele für Exoplaneten mit verdampfender Atmosphäre sind HD 209458 b , HD 189733 b und Gliese 3470 b . Material von einem möglicherweise verdunstenden Planeten um WD J0914+1914 könnte für die Gasscheibe um diesen Weißen Zwerg verantwortlich sein.

Protoplanetare Scheiben

Photoverdampfung auf einer protoplanetaren Scheibe aufgrund des Vorhandenseins eines nahen Sterns vom O-Typ

Protoplanetare Scheiben können durch Sternwind und Erwärmung aufgrund einfallender elektromagnetischer Strahlung zerstreut werden . Die Strahlung wechselwirkt mit Materie und beschleunigt sie so nach außen. Dieser Effekt ist nur wahrnehmbar, wenn eine ausreichende Strahlungsstärke vorhanden ist, etwa von nahen O- und B-Sternen oder wenn der zentrale Protostern mit der Kernfusion beginnt .

Die Scheibe besteht aus Gas und Staub. Betroffen ist vor allem das Gas, das hauptsächlich aus leichten Elementen wie Wasserstoff und Helium besteht, wodurch sich das Verhältnis zwischen Staub und Gas erhöht.

Die Strahlung des Zentralsterns regt Teilchen in der Akkretionsscheibe an. Durch die Bestrahlung der Scheibe entsteht eine Stabilitätslängenskala, der sogenannte Gravitationsradius ( ). Außerhalb des Gravitationsradius können Teilchen ausreichend angeregt werden, um der Gravitation der Scheibe zu entkommen und zu verdampfen. Nach 10 ⁶ – 10 ⁷ Jahren fallen die viskosen Akkretionsraten unter die Photoverdampfungsraten bei . Dann öffnet sich ein Spalt um , die innere Scheibe entwässert auf den Zentralstern oder breitet sich auf und verdampft. Es wird ein sich bis zu erstreckendes Innenloch erzeugt. Sobald sich ein inneres Loch gebildet hat, wird die äußere Scheibe sehr schnell frei. ${\displaystyle r_{g}}$${\displaystyle r_{g}}$${\displaystyle r_{g}}$${\displaystyle r_{g}}$${\displaystyle r_{g}}$

Die Formel für den Gravitationsradius der Scheibe lautet

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

wobei ist das Verhältnis der spezifischen Wärme (= 5/3 für ein einatomiges Gas), die universelle Gravitationskonstante , die Masse des Zentralsterns, die Masse der Sonne, das mittlere Gewicht des Gases, Boltzmann-Konstante , ist die Temperatur von das Gas und AU die Astronomische Einheit . ${\displaystyle\gamma}$${\displaystyle G}$${\displaystyle M}$${\displaystyle M_{\odot}}$${\displaystyle\mu}$${\displaystyle k_{B}}$ ${\displaystyle T}$

Aufgrund dieses Effekts wird angenommen, dass das Vorhandensein massereicher Sterne in einer Sternentstehungsregion einen großen Einfluss auf die Planetenbildung aus der Scheibe um ein junges stellares Objekt hat , obwohl noch nicht klar ist, ob dieser Effekt ihn verlangsamt oder beschleunigt.

Regionen mit protoplanetaren Scheiben mit deutlichen Anzeichen externer Photoverdampfung

Die bekannteste Region mit photoverdampften protoplanetaren Scheiben ist der Orionnebel . Sie wurden Bright Proplyds genannt und seitdem wurde der Begriff für andere Regionen verwendet, um die Photoverdampfung von protoplanetaren Scheiben zu beschreiben. Sie wurden mit dem Hubble-Weltraumteleskop entdeckt . Es könnte sogar ein Objekt mit planetarischer Masse im Orionnebel geben, das von θ ¹ Ori C photoverdampft wird . Seitdem beobachtete HST andere junge Sternhaufen und fand helle Proplyds im Lagunennebel , dem Trifidnebel , Pismis 24 und NGC 1977 . Nach dem Start des Spitzer-Weltraumteleskops zeigten zusätzliche Beobachtungen staubige Kometenschweife um junge Sternhaufenmitglieder in NGC 2244 , IC 1396 und NGC 2264 . Diese staubigen Schwänze werden auch durch Photoverdampfung der protoplanetaren Scheibe erklärt. Später wurden ähnliche Kometenschweife bei Spitzer in W5 gefunden . Diese Studie kam zu dem Schluss, dass die Schwänze eine wahrscheinliche Lebensdauer von 5 Myrs oder weniger haben. Weitere Schwänze wurden bei Spitzer in NGC 1977, NGC 6193 und Collinder 69 gefunden . Andere helle proplyed Kandidaten wurden im Carina Nebel mit dem CTIO 4m und in der Nähe von Sagittarius A* mit dem VLA gefunden . Nachfolgebeobachtungen eines vermuteten Kandidaten im Carina-Nebel mit Hubble ergaben, dass es sich wahrscheinlich um ein verdampfendes Gaskügelchen handelt .

Objekte in NGC 3603 und später in Cygnus OB2 wurden als mittlere massive Versionen der hellen Proplyds vorgeschlagen, die im Orionnebel gefunden wurden.

Verweise