Фотоиспарение обозначает процесс, при котором энергичное излучение ионизирует газ и заставляет его рассеиваться от ионизирующего источника. Обычно это относится к астрофизическому контексту, где ультрафиолетовое излучение горячих звезд воздействует на облака материала, такие как молекулярные облака, протопланетные диски или планетарные атмосферы.
Одно из наиболее очевидных проявлений астрофизического фотоиспарения проявляется в разрушающихся структурах молекулярных облаков в виде светящихся звезды рождаются внутри.
Испаряющиеся газовые глобулы или EGG были впервые обнаружены в туманности Орла. Эти маленькие кометные глобулы испаряются на фото звездами в ближайшем скоплении. Яйцо - это места продолжающегося звездообразования.
A планета может быть лишена атмосферы (или части атмосферы) из-за высокоэнергетических фотонов и другое электромагнитное излучение. Если фотон взаимодействует с молекулой атмосферы, молекула ускоряется и ее температура увеличивается. При наличии достаточной энергии молекула или атом могут достичь космической скорости планеты и «испариться» в космос. Чем меньше массовое число газа, тем выше скорость, полученная при взаимодействии с фотоном. Таким образом, водород - это газ, который наиболее склонен к фотоиспарению.
Примерами экзопланет с испаряющейся атмосферой являются HD 209458 b, HD 189733 b и Gliese 3470 b. Материал с возможной испаряющейся планеты вокруг WD J0914 + 1914 может быть ответственным за газовый диск вокруг этого белого карлика.
Протопланетные диски могут рассеиваться звездным ветром и нагревом из-за падающего электромагнитного излучения. Излучение взаимодействует с веществом и таким образом ускоряет его наружу. Этот эффект заметен только при наличии достаточной силы излучения, например, исходящего от близлежащих звезд типа O и B или когда центральная протозвезда начинает ядерный синтез.
Диск состоит из газа и пыли.. Газ, состоящий в основном из легких элементов, таких как водород и гелий, в основном подвержен влиянию этого эффекта, вызывая увеличение соотношения между пылью и газом.
Излучение центральной звезды возбуждает частицы в аккреционном диске. Облучение диска приводит к появлению шкалы длины устойчивости, известной как гравитационный радиус (). За пределами гравитационного радиуса частицы могут стать достаточно возбужденными, чтобы избежать гравитации диска и испариться. Через 10–10 лет темпы образования вязкой жидкости падают ниже скорости фотоиспарения при . Затем открывается зазор вокруг , внутренний диск стекает на центральную звезду или расширяется до и испаряется. Создается внутреннее отверстие, продолжающееся до . Как только образуется внутреннее отверстие, внешний диск очень быстро очищается.
Формула для гравитационного радиуса диска:
где - отношение удельной теплоты (= 5/3 для одноатомного газа), универсальная гравитационная постоянная, масса центральной звезды, масса Солнца, средний вес газа, Постоянная Больцмана, - температура газа, а AU - астрономическая единица.
. Из-за этого эффекта присутствие массивных звезд в считается, что область звездообразования оказывает большое влияние на формирование планет от t он вращается вокруг молодого звездного объекта, хотя пока не ясно, замедляет или ускоряет его этот эффект.
Самая известная область, содержащая фотоиспаренные протопланетные диски, - это туманность Ориона. Их назвали яркими проплидами, и с тех пор этот термин использовался для других областей для описания фотоиспарения протопланетных дисков. Они были обнаружены с помощью космического телескопа Хаббл. В туманности Ориона может быть даже объект планетарной массы, который фотоиспаряется с помощью θ Ori C. С тех пор HST действительно наблюдал другие молодые звездные скопления и обнаружил яркие проплыды в туманности Лагуна, Трехраздельной туманности, Pismis 24 и NGC 1977 <60.>. После запуска космического телескопа Спитцер дополнительные наблюдения выявили пыльные кометные хвосты вокруг молодых членов скопления в NGC 2244, IC 1396 и NGC 2264 <60.>. Эти пыльные хвосты также объясняются фотоиспарением протопланетарного диска. Позднее аналогичные кометные хвосты были обнаружены Спитцером в W5. Это исследование пришло к выводу, что хвосты имеют вероятную продолжительность жизни 5 млн. или меньше. Дополнительные хвосты были обнаружены Спитцером в NGC 1977, NGC 6193 и Collinder 69. Другие яркие кандидаты были обнаружены в туманности Киля с CTIO 4m и около Стрельца A * с VLA. Последующие наблюдения Хаббла за выдвинутым кандидатом в туманности Киля показали, что это, вероятно, испаряющаяся газовая глобула.
Объекты в NGC 3603 и позже в Лебеде OB2 были предложены в качестве промежуточных массивных версий ярких проплидов, обнаруженных в туманности Ориона.