Фотовипаровування — процес, у якому високоенергетичне випромінювання іонізує газ і спричиняє його розсіювання від джерела іонізації. Термін зазвичай використовують в астрофізичному контексті, де ультрафіолетове електромагнітне випромінювання гарячих зір діє на хмари речовини, такі як молекулярні хмари, протопланетні диски або планетні атмосфери.

Молекулярні хмари Одним із найнаочніших проявів астрофізичної фотовипаровування є руйнування структур у молекулярних хмарах, у яких народжуються яскраві зорі.

Випаровувані газові глобули Випаровувані газові глобули вперше виявили в Туманності Орла. Ці невеликі глобули зазнають фотовипаровування під дією зір у сусідньому скупченні. Випаровувані газові глобули є регіонами триваючого зореутворення.

Атмосфери планет Планета може втратити свою атмосферу (або її частину) під дією високоенергетичних фотонів та іншого електромагнітного випромінювання. Якщо фотон взаємодіє з молекулою атмосфери, вона прискорюється й може досягти другої космічної швидкості планети й вилетіти в космос. Чим менше масове число газу, тим більшої швидкості він набуває під час взаємодії з фотоном. Тому водень є газом, найбільш схильним до фотовипаровування. Фотовипаровування, ймовірно, пояснює .

Прикладами екзопланет із фотовипаровуванням атмосфери є HD 209458 b, HD 189733 b та Gliese 3470 b. Речовина з імовірно випаровуваної планети поблизу може відповідати за газовий диск навколо цього білого карлика.

Протопланетні диски

Протопланетні диски можуть розсіюватися під впливом зоряного вітру та нагрівання внаслідок падаючого електромагнітного випромінювання. Випромінювання взаємодіє з речовиною і прискорює її назовні. Цей ефект стає помітним лише за достатньо великої інтенсивності випромінювання, наприклад від близьких зір спектральних класів O і B, або коли центральна протозоря починає ядерний синтез.

Диск складається з газу й пилу. Газ, що переважно складається з легких елементів, таких як водень і гелій, зазнає найбільшого впливу цього процесу, унаслідок чого зростає співвідношення пилу до газу.

Випромінювання центральної зорі збуджує частинки в акреційному диску. Опромінення диска задає характерний масштаб стійкості — так званий гравітаційний радіус (). За межами гравітаційного радіуса частинки можуть набувати достатньої енергії, щоб подолати гравітацію диска й «випаровуватися». Через 106–107 років швидкість в'язкої акреції стає меншою за швидкість фотовипаровування на . Унаслідок цього поблизу відкривається розрив: внутрішній диск або стікає на центральну зорю, або розширюється до й випаровується. Утворюється внутрішня порожнина, що простягається до . Після формування такої порожнини зовнішній диск очищується дуже швидко.

Формула для гравітаційного радіуса диска має вигляд

де  — показник адіабати (= 5/3 для одноатомного газу),  — гравітаційна стала,  — маса центральної зорі,  — маса Сонця,  — середня молекулярна маса газу,  — стала Больцмана,  — температура газу, а AU — астрономічна одиниця.

Якщо позначити коефіцієнт у наведеному рівнянні грецькою літерою , то

,.

де  — число ступенів вільності, і використано формулу .

Для атома, наприклад атома водню, , оскільки атом може рухатися у трьох взаємно перпендикулярних напрямах. Тоді . Якщо атом водню іонізований, тобто є протоном, і перебуває в сильному магнітному полі, то , бо протон може рухатися вздовж поля і обертатися навколо силових ліній. У цьому разі . Двоатомна молекула, наприклад молекула водню, має і . Для нелінійної триатомної молекули, такої як вода, і . Якщо стає дуже великим, то прямує до нуля. Це підсумовано в таблиці 1, де показано, що різні гази можуть мати різні гравітаційні радіуси. ЧастинкаH+ у магнітному полі20.25H30.2H25~ 0.143H2O60.125Граничний випадок∞0Через цей ефект вважають, що наявність масивних зір у регіонах зореутворення істотно впливає на формування планет у дисках навколо молодих зоряних об'єктів, хоча поки що неясно, чи цей вплив уповільнює, чи прискорює процес планетоутворення.

Регіони з протопланетними дисками з явними ознаками зовнішнього фотовипаровування Найвідомішим регіоном, що містить протопланетні диски, що зазнають фотовипаровування, є Туманність Оріона. Їх назвали яскравими проплідами, і відтоді цей термін використовують для опису фотовипаровування протопланетних дисків в інших регіонах. Їх відкрили за допомогою космічного телескопа «Габбл». У Туманності Оріона навіть може існувати об'єкт планетної маси, що зазнає фотовипаровування під дією θ1 Ori C. Згодом «Габбл» спостерігав інші молоді зоряні скупчення та виявив яскраві пропліди в Туманності Лагуна, Потрійній туманності, NGC 6357 та NGC 1977. Після запуску космічного телескопа «Спітцер» додаткові спостереження виявили пилові кометоподібні хвости навколо молодих членів скупчень у NGC 2244, IC 1396 та NGC 2264. Ці пилові хвости також пояснюють фотовипаровуванням протопланетних дисків. Пізніше подібні кометоподібні хвости виявили за допомогою «Спітцера» у IC 1848. Це дослідження показало, що тривалість існування таких хвостів, імовірно, становить 5 млн років або менше. Додаткові хвости виявили за допомогою «Спітцера» в NGC 1977, NGC 6193 та Колліндері 69. Інші яскраві кандидати в пропліди виявили в Туманності Кіля за допомогою 4-метрового телескопа Обсерваторії Серро-Тололо та поблизу Стрільця A* за допомогою Дуже великого масива. Подальші спостереження одного з кандидатів у пропліди в Туманності Кіля за допомогою телескопа «Габбл» показали, що це, ймовірно, випаровувана газова глобула.

Об'єкти в NGC 3603 та пізніше в Лебеді OB2 запропонували розглядати як аналоги з середніми масами до яскравих проплідів, виявлених у Туманності Оріона.

Примітки