Fotoevaporare

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
HD 209458 b, o exoplanetă care suferă un fenomen de fotoevaporare foarte pronunțat.

Termenul de fotoevaporare desemnează procesul prin care atomii sau moleculele unui gaz sunt rupte dintr-o acumulare, fie că este vorba de o atmosferă planetară , un disc circumstelar sau o nebuloasă , de fotoni cu energie mare și restul radiației. stea .

Atmosfere planetare

Atmosfera unei planete este bombardată continuu de radiațiile de la steaua în jurul căreia orbitează. Când un foton de mare energie lovește o moleculă din atmosferă, acesta suferă o creștere a temperaturii și o creștere a energiei cinetice , ceea ce determină accelerarea particulelor . Dacă particula primește o cantitate suficientă de energie, aceasta poate depăși viteza de evacuare impusă de gravitația planetei și se poate „evapora” în spațiu. Cu cât masa particulei de gaz este mai mică, cu atât este mai mare interacțiunea dintre aceasta și foton și, prin urmare, va putea atinge viteza de evacuare mai ușor; din acest motiv, hidrogenul este gazul cel mai supus fotoevaporării. La fel, cu cât planeta este mai aproape de sursa de radiații, cu atât sunt mai mari interacțiunile dintre atmosfera ei și radiații; în consecință, planetele cele mai apropiate de propriile stele au atmosfere mici ( planuri chtonice ) sau dizolvante , ca în cazul planetei fierbinți Jupiter HD 209458 b . [1]

Discuri protoplanetare

Un disc protoplanetar care orbitează o stea de tip solar este evaporat de radiația intensă de la o stea de tip O din apropiere.

Discurile protoplanetare sunt formate dintr-o anumită fracțiune de gaz și praf ; gazele cele mai reprezentate sunt fundamental ușoare, cum ar fi hidrogenul și heliul și, în consecință, sunt supuse în special fotografierii, provocând o creștere a raportului procentual dintre praf și gaz pe termen lung în interiorul discului.

Astfel de discuri pot fi dispersate de vânt sau de încălzire datorită radiației incidente emise de stea; acesta din urmă interacționează cu materia care alcătuiește discul, accelerându-l și îndepărtându-l de disc. Acest efect este vizibil mai ales atunci când energia radiației atinge valori foarte mari, ca în cazul stelelor din apropiere din clasa O sau B sau când tânărul obiect stelar conținut în centrul discului începe să topească hidrogenul ajungând la secvența principală. .

Un parametru important pentru a determina gradul de evaporare al unui disc este dat de raza gravitațională (r g ), determinată de ecuația : [2]

unde γ este raportul dintre călduri specifice (care este echivalent cu 5/3 pentru un gaz monatomic), G este constanta gravitațională universală , M masa stelei centrale, M ☉ masa solară , μ greutatea atomică medie a gaz, k B constanta Boltzmann , T temperatura gazului și UA distanța de la centru în unități astronomice .

În afara razei gravitaționale, particulele devin suficient de excitate pentru a depăși gravitația discului și a se evapora. După o perioadă de 10 6 - 10 7 ani, rata de creștere devine mai mică decât rata de evaporare la o distanță egală cu r g . În acest moment, în corespondență cu r g , se deschide un spațiu: porțiunea discului din interiorul spațiului fie alunecă spre stea, fie este transportată spre r g și se evaporă; în ambele cazuri, se creează o regiune goală care se extinde de la stea la r g . După formarea unui astfel de vid, părțile discului externe acestuia sunt măturate rapid.

Detaliu al Stâlpilor Creației prezenți în nebuloasa Aquila care prezintă coloane de hidrogen și praf care suferă un proces de fotoevaporare datorită radiației ultraviolete a tinerelor stele fierbinți născuți în vecinătatea lor.

Datorită acestui efect, se crede că prezența stelelor masive într-o regiune de formare a stelelor are efecte majore asupra fenomenelor de formare planetară de pe discurile obiectelor stelare tinere, deși nu este pe deplin clar dacă aceasta constituie un impediment sau facilitează procesul .

Regiuni de formare a stelelor

În numeroase regiuni galactice , precum Nebuloasa Aquila , Nebuloasa Orion și Nebuloasa Carina , sunt active fenomene intense de formare a stelelor . [3] [4] În interiorul lor există numeroase stele tinere care diferă prin masă și dimensiune; cele mai fierbinți și mai masive stele emit cantități mari de radiații, în special ultraviolete . UV-urile exercită o presiune de radiație importantă asupra embrionilor stelari din apropiere, măturând materialele care, înconjurându-le, contribuie la creșterea lor. În acest fel, cele mai masive stele, care sunt primele care s-au format în interiorul norului , reglează intervalele de masă ale celorlalte stele mai puțin masive și determină formarea de noi embrioni stelari prin comprimarea gazelor din jur. [5] [6]

Notă

  1. ^ G. Hébrard, A. Lecavelier Des Étangs, A. Vidal-Madjar, J.-M. Désert și R. Ferlet, Evaporation Rate of Hot Jupiters and Formation of Chthonian Planet , in ASP Conference Proceedings , Extrasolar Planet: Today and Tomorrow , vol. 321, Institut d'astrophysique de Paris, 30 iunie - 4 iulie 2003.
  2. ^ Liffman, 2003, „ Raza gravitațională a unui disc iradiat ”, Publicații ale Societății Astronomice din Australia, 20: 4: 337–339
  3. ^ BA Wilking, M. Gagné, LE Allen, Star Formation in the ρ Ophiuchi Molecular Cloud , în Bo Reipurth (ed.), Handbook of Star Forming Regions, Volumul II: The Southern Sky , ASP Monograph Publications, 2008, ISBN 1 - 58381-671-2 . Adus pe 7 august 2009 .
  4. ^ SJ Kenyon, M. Gómez, BA Whitney, Low Mass Star Formation in the Taurus-Auriga Clouds , în Bo Reipurth (ed.), Handbook of Star Forming Regions, Volumul I: The Northern Sky , ASP Monograph Publications, 2008, p . 405, ISBN 1-58381-670-4 .
  5. ^ M. Heydari-Malayeri, Enigma stelelor masive , în Științele , vol. 475, martie 2008, pp. 64-71. Adus 24/06/2008 .
  6. ^ Dina Prialnik, An Introduction to Theory of Stellar Structure and Evolution , Cambridge University Press, 2000, pp. 195-212, ISBN 0-521-65065-8 .
Adus de la „https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Fotoevaporazione&oldid=104500610 ”