Benutzer:Philipp433/Photoevaporation

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Photoevaporation beschreibt einen Prozess, bei dem energiereiche Strahlung Gas ionisiert und es von der Ionisationsquelle entfernt. Dies tritt vor allem auf, wenn ultraviolette Strahlung von heißen Sternen mit Molekülwolken, Protoplanetaren Scheiben oder Atmosphären von Planeten interagiert.

Molekülwolken

Die Säulen der Schöpfung sind ein Beispiel für die Photoevaporation (Falschfarbendarstellung)

Eine der offensichtlichsten Erscheinungsformen der Photoevaporation sind erodierende Strukturen bei Molekülwolken, in denen neue Sterne geboren werden.

Verdampfende Gaspartikel

Verdampfende Gaspartikel auch EGGs (englisch: evaporating gaseous globules) wurden erstmals im Adlernebel entdeckt. Diese kleinen Partikel werden von Sternen aus dem nahegelegenen Sternenhaufen evaporiert. EGGs sind Orte, bei denen eine Sternentwicklung stattfindet.

Atmosphären

Ein Planet kann seiner Atmosphäre aufgrund von hochenergetischen Photonen oder anderer elektromagnetischer Strahlung beraubt werden. Wenn ein Photon mit einem atmosphärischen Molekül interagiert, wird dieses beschleunigt und seine Temperatur steigt an. Wird dabei genügend Energie bereitgestellt, kann das Molekül oder Atom die Fluchtgeschwindigkeit erreichen und verdampft in den Weltraum. Je niedriger die Massenzahl des Gases ist, desto höher ist die Geschwindigkeit, die durch die Wechselwirkung mit einem Photon erreicht wird. Demnach neigt Wasserstoff am stärksten zur Photoevaporation. Das Phänomen der Photoevaporation ist eine Ursache für die sogenannte Fulton-Lücke.

Bekannte Beispiele für evaporierende Atmosphären bei Exoplaneten sind HD 209458 b und HD 189733 b. Ein weiteres Beispiel ist der mögliche Exoplanet um den Weißen Zwerg WD J0914+1914. Dieser sorgt für eine Scheibe aus Gas, die den Stern umgibt.

Protoplanetare Scheiben

Photoevaporation bei einer protoplanetaren Scheibe durch die Nähe zu einem O-Klasse Stern.

Protoplanetare Scheiben können aufgrund des Sternwindes zerstreut und durch einfallende elektromagnetische Strahlung erwärmt werden. Die Strahlung interagiert mit der Materie und beschleunigt diese nach außen. Der Effekt wird nur sichtbar, wenn die Strahlung stark genug ist, beispielsweise, wenn sie von Sternen der Klasse O, B oder von einem Protostern kommt, der gerade mit der Fusion beginnt.

Die Scheibe besteht aus Gas und Staub. Das Gas, welches hauptsächlich leichte Elemente, wie Wasserstoff und Helium beinhaltet, ist am meisten von diesem Effekt betroffen, wodurch das Verhältnis zwischen Staub und Gas zunimmt.

Radiation from the central star excites particles in the accretion disk. The irradiation of the disk gives rise to a stability length scale known as the gravitational radius ($r_{g}$). Outside of the gravitational radius, particles can become sufficiently excited to escape the gravity of the disk, and evaporate. After 10⁶ – 10⁷ years, the viscous accretion rates fall below the photoevaporation rates at $r_{g}$. A gap then opens around $r_{g}$, the inner disk drains onto the central star, or spreads to $r_{g}$ and evaporates. An inner hole extending to $r_{g}$ is produced. Once an inner hole forms, the outer disk is very rapidly cleared.

The formula for the gravitational radius of the disk is

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

where $\gamma$ is the ratio of specific heats (= 5/3 for a monatomic gas), $G$ the universal gravitational constant, $M$ the mass of the central star, $M_{\odot }$ the mass of the Sun, $\mu$ the mean weight of the gas, $k_{B}$ Boltzmann-Konstante, $T$ is the temperature of the gas and AU the Astronomical Unit.

Because of this effect, the presence of massive stars in a star-forming region is thought to have a great effect on planet formation from the disk around a young stellar object, though it is not yet clear if this effect decelerates or accelerates it.

Regions containing protoplanetary disks with clear signs of external photoevaporation

Der Orionnebel (M42), eines der bekanntesten Beispiele für Photoevaporation

The most famous region containing photoevaporated protoplanetary disks is the Orion Nebula. They were called bright proplyds and since then the term was used for other regions to describe photoevaporation of protoplanetary disks. They were discovered with the Hubble Space Telescope. There might even be a planetary-mass object in the Orion Nebula that is being photoevaporated by θ ¹ Ori C. Since then HST did observe other young star clusters and found bright proplyds in the Lagoon Nebula, the Trifid Nebula, Pismis 24 and NGC 1977. After the launch of the Spitzer Space Telescope additional observations revealed dusty cometary tails around young cluster members in NGC 2244, IC 1396 and NGC 2264. These dusty tails are also explained by photoevaporation of the proto-planetary disk. Later similar cometary tails were found with Spitzer in W5. This study concluded that the tails have a likely lifetime of 5 Myrs or less. Additional tails were found with Spitzer in NGC 1977, NGC 6193 and Collinder 69. Other bright proplyd candidates were found in the Carina Nebula with the CTIO 4m and near Sagittarius A* with the VLA. Follow-up observations of a proplyd candidate in the Carina Nebula with Hubble revealed that it is likely an evaporating gaseous globule.

Objects in NGC 3603 and later in Cygnus OB2 were proposed as intermediate massive versions of the bright proplyds found in the Orion Nebula.

References

[[Category:Astrophysics]]