Fotoevaporación

La fotoevaporación es el proceso mediante el cual la radiación energética ioniza un gas y provoca su dispersión lejos de la fuente ionizante. El término se utiliza generalmente en un contexto astrofísico, donde la radiación ultravioleta de las estrellas calientes actúa sobre nubes de material como nubes moleculares , discos protoplanetarios o atmósferas planetarias . ^{[ 1 ] [ 2 ] [ 3 ]}

Una de las manifestaciones más obvias de la fotoevaporación astrofísica se observa en las estructuras erosionadas de las nubes moleculares dentro de las cuales nacen las estrellas luminosas. ^{[ 4 ]}

Los glóbulos gaseosos en evaporación o EGG se descubrieron por primera vez en la Nebulosa del Águila . Estos pequeños glóbulos cometarios están siendo fotoevaporados por las estrellas del cúmulo cercano. Los EGG son lugares donde se produce formación estelar continua. ^{[ 5 ]}

Un planeta puede perder su atmósfera (o partes de ella) debido a fotones de alta energía y otras radiaciones electromagnéticas . Si un fotón interactúa con una molécula atmosférica, esta se acelera y su temperatura aumenta. Si recibe suficiente energía, la molécula o el átomo pueden alcanzar la velocidad de escape del planeta y evaporarse en el espacio. Cuanto menor sea el número másico del gas, mayor será la velocidad que alcanza al interactuar con un fotón. Por lo tanto, el hidrógeno es el gas más propenso a la fotoevaporación.

La fotoevaporación es una posible causa de la pequeña brecha en el radio de los planetas . ^{[ 6 ]}

Ejemplos de exoplanetas con atmósfera en evaporación son HD 209458 b , HD 189733 b y Gliese 3470 b . El material de un posible planeta en evaporación alrededor de WD J0914+1914 podría ser responsable del disco gaseoso que rodea a esta enana blanca.

Los discos protoplanetarios pueden dispersarse por el viento estelar y el calentamiento debido a la radiación electromagnética incidente. La radiación interactúa con la materia y, por lo tanto, la acelera hacia afuera. Este efecto solo es perceptible cuando la intensidad de la radiación es suficiente, como la que proviene de estrellas cercanas de tipo O y B, o cuando la protoestrella central inicia la fusión nuclear .

El disco está compuesto de gas y polvo. El gas, formado principalmente por elementos ligeros como el hidrógeno y el helio , es el más afectado por este efecto, lo que provoca un aumento en la proporción entre polvo y gas.

La radiación de la estrella central excita las partículas del disco de acreción. La irradiación del disco da lugar a una escala de longitud de estabilidad conocida como radio gravitacional (${\displaystyle r_{g}}$). Fuera del radio gravitacional, las partículas pueden excitarse lo suficiente como para escapar de la gravedad del disco y evaporarse. Después de 10 ⁶ – 10 ⁷ años, las tasas de acreción viscosa caen por debajo de las tasas de fotoevaporación en${\displaystyle r_{g}}$Entonces se abre un hueco alrededor${\displaystyle r_{g}}$, el disco interior drena hacia la estrella central, o se extiende hacia${\displaystyle r_{g}}$y se evapora. Un agujero interior que se extiende hasta${\displaystyle r_{g}}$ se produce. Una vez que se forma un agujero interior, el disco exterior se limpia muy rápidamente.

La fórmula para el radio gravitacional del disco es ^{[ 7 ]}

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

dónde${\displaystyle \gamma }$es la relación de calores específicos (= 5/3 para un gas monoatómico), ${\displaystyle G}$la constante gravitacional universal , ${\displaystyle M}$la masa de la estrella central,${\displaystyle M_{\odot }}$la masa del Sol, ${\displaystyle \mu }$el peso medio del gas,${\displaystyle k_{B}}$constante de Boltzmann , ${\displaystyle T}$es la temperatura del gas y UA la Unidad Astronómica .

Si denotamos el coeficiente en la ecuación anterior con la letra griega${\textstyle \kappa }$entonces

         ${\displaystyle \kappa ={\frac {(\gamma -1)}{2\gamma }}={\frac {1}{(2+f)}}}$  , .                                                                    

dónde${\textstyle f}$es el número de grados de libertad y hemos utilizado la fórmula:${\textstyle \gamma =1+{\frac {2}{f}}}$.

Para un átomo , como un átomo de hidrógeno , entonces${\textstyle f=3}$, porque un átomo puede moverse en tres direcciones diferentes y ortogonales. En consecuencia,${\textstyle \kappa =0.2}$. Si el átomo de hidrógeno está ionizado, es decir, es un protón , y se encuentra en un campo magnético intenso , entonces${\textstyle f=2}$, porque el protón puede moverse a lo largo del campo magnético y rotar alrededor de las líneas de campo. En este caso, ${\textstyle \kappa =0.25}$. Una molécula diatómica , por ejemplo, una molécula de hidrógeno, tiene${\textstyle f=5}$y${\estilo de texto \kappa =1/7\aproximadamente 0,143}$. Para una molécula triatómica no lineal, como el agua ,${\textstyle f=6}$y${\textstyle \kappa =0.125}$. Si${\textstyle f}$se vuelve muy grande, entonces${\textstyle \kappa }$se aproxima a cero. Esto se resume en la Tabla 1, donde vemos que diferentes gases pueden tener diferentes radios gravitacionales.

Tabla 1: Coeficiente del radio gravitacional en función de los grados de libertad.

Debido a este efecto, se cree que la presencia de estrellas masivas en una región de formación estelar tiene un gran impacto en la formación de planetas a partir del disco que rodea a un objeto estelar joven , aunque todavía no está claro si este efecto la desacelera o la acelera.