查看“︁光致蒸發”︁的源代码

'''光致蒸發'''表示的是高能輻射電離氣體，並將其趨散電離源的過程。常在天文物理中，用來形容炙熱[[恆星]]的[[紫外線]]、[[電磁輻射]]對於不同雲氣（像是[[分子雲]]、[[原行星盤]]或行星[[大氣層]]等）的作用<ref name=mellema>{{cite journal|bibcode=1998A&A...331..335M|arxiv=astro-ph/9710205|title=Photo-evaporation of clumps in planetary nebulae|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=331|pages=335|author1=Mellema|first1=G.|last2=Raga|first2=A. C.|last3=Canto|first3=J.|last4=Lundqvist|first4=P.|last5=Balick|first5=B.|last6=Steffen|first6=W.|last7=Noriega-Crespo|first7=A.|year=1998}}</ref><ref name=owen>{{cite journal|bibcode=2011MNRAS.412...13O|arxiv=1010.0826|title=Protoplanetary disc evolution and dispersal: The implications of X-ray photoevaporation|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=412|pages=13|author1=Owen|first1=James E.|last2=Ercolano|first2=Barbara|last3=Clarke|first3=Cathie J.|year=2011|doi=10.1111/j.1365-2966.2010.17818.x}}</ref><ref name=wu>{{cite journal|bibcode=2013ApJ...772...74W|arxiv=1210.7810|title=Density and Eccentricity of Kepler Planets|journal=The Astrophysical Journal|volume=772|pages=74|author1=Wu|first1=Yanqin|last2=Lithwick|first2=Yoram|year=2013|doi=10.1088/0004-637X/772/1/74}}</ref>。

== 分子雲 ==
[[File:Eagle nebula pillars.jpg|thumb|right|upright=1.0|鷹星雲的柱狀體（[[創生之柱]]）正在被光致蒸發中。]]
在天文物理學中，光致蒸發最明顯的例子之一為，處於分子雲內的發光恆星對其結構的侵蝕<ref name=hester>{{cite journal|bibcode=1996AJ....111.2349H|title=Hubble Space Telescope WFPC2 Imaging of M16: Photoevaporation and Emerging Young Stellar Objects|journal=Astronomical Journal |volume=111|pages=2349|author1=Hester|first1=J. J.|last2=Scowen|first2=P. A.|last3=Sankrit|first3=R.|last4=Lauer|first4=T. R.|last5=Ajhar|first5=E. A.|last6=Baum|first6=W. A.|last7=Code|first7=A.|last8=Currie|first8=D. G.|last9=Danielson|first9=G. E.|last10=Ewald|first10=S. P.|last11=Faber|first11=S. M.|last12=Grillmair|first12=C. J.|last13=Groth|first13=E. J.|last14=Holtzman|first14=J. A.|last15=Hunter|first15=D. A.|last16=Kristian|first16=J.|last17=Light|first17=R. M.|last18=Lynds|first18=C. R.|last19=Monet|first19=D. G.|last20=O'Neil|first20=E. J.|last21=Shaya|first21=E. J.|last22=Seidelmann|first22=P. K.|last23=Westphal|first23=J. A.|year=1996|doi=10.1086/117968}}</ref>。

== 行星大氣層 ==
一顆[[行星]]的[[大氣層]]（或部分的大氣）可以因為高能量[[光子]]或其它的[[電磁輻射]]而被剝離。如果一個光子與大氣層的分子相互作用，分子會加速且溫度上升。如果提供了足夠的能量，分子或原子可能達到該行星的[[逃逸速度]]，就會「蒸發」進入太空。[[質量數]]越低的氣體，與光子相互作用得到的速度越高，因此[[氫]]是最容易出現光致蒸發的氣體。

== 原行星盤 ==
[[Image:Sig06-023.jpg|thumb|left|upright=1.2|由於存在O型恆星的附近，一個原恆星盤發生光致蒸發。]]

[[原行星盤]]可因入射的電磁輻射加熱，而被[[恆星風]]趨散，輻射與物質作用使其朝外加速。這種效果只有在有足夠的輻射強度時才會顯著，像是來自附近的O型和B型恆星，或是在中心的[[原恆星]]核心開始核融合時。

盤面是由氣體和塵埃組成的，主成份通常是輕元素（例如[[氫]]和[[氦]]）的氣體，會受到較大的影響，從而增加塵埃和氣體的比例。

中央恆星的輻射會激發吸積盤中的粒子。輻射照度會影響盤面的穩定半徑尺度，稱為引力半徑（<math>r_g</math>）。在引力半徑之外，粒子會受到足夠的激發而擺脫行星的引力並蒸發。在10<sup>6</sup> – 10<sup>7</sup>年後，<math>r_g</math>處的黏滯吸積率會低於光致蒸發率。
，縫隙將在<math>r_g</math>處產生，內盤會被吸進中心的恆星，或是蔓延過<math>r_g</math>而蒸發。內部的孔延伸至<math>r_g</math>。一旦內部的孔洞形成，外部的盤面很就會被清除。

盤面引力半徑的計算公式是<ref>{{cite journal|bibcode=2003PASA...20..337L|title=The Gravitational Radius of an Irradiated Disk|journal=Publications of the Astronomical Society of Australia|volume=20|issue=4|pages=337|author1=Liffman|first1=Kurt|year=2003|doi=10.1071/AS03019}}</ref>：
 
:<math> r_g = \frac{\left(\gamma - 1\right)}{2\gamma}\frac{GM\mu}{k_B T}
\approx 1.4 \frac{\left(M/M_\odot\right)}{\left(T/10^4 \ {\rm K} \right)} \ {\rm AU},\!</math>
此處<math>\gamma</math>是比熱的比率（對單原子氣體是 5/3），<math>G</math>是宇宙的[[萬有引力常數]]，<math>M</math>是中心恆星的質量， <math>M_\odot</math>是太陽的質量，<math>\mu</math>是氣體的平均重量， <math>k_B</math>是[[波茲曼常數]]，
<math>T</math> 是氣體的溫度，還有AU是[[天文單位]]。

由於這種效應，存在於恆星形成區的大質量恆星被認為對環繞著[[初期恆星體]]周圍盤面行星的形成有很大的影響，儘管還不清楚這種效應是加速還是減速。

== 參考資料 ==
{{Reflist}}

[[Category:天体物理学]]