Fotoevaporación

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

Nubes moleculares

Los pilares de la nebulosa del Águila se fotoevaporan

Una de las manifestaciones más obvias de la fotoevaporación astrofísica se ve en las estructuras erosionadas de las nubes moleculares en las que nacen las estrellas luminosas. ^[4]

Glóbulos gaseosos en evaporación (EGG)

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 HUEVOS son lugares de formación estelar en curso. ^[5]

Atmósferas planetarias

Un planeta puede quedar despojado de su atmósfera (o de partes de ella) debido a fotones de alta energía y otras radiaciones electromagnéticas . Si un fotón interactúa con una molécula atmosférica, la molécula se acelera y su temperatura aumenta. Si se proporciona 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 obtenida por interacción con un fotón. Por tanto, el hidrógeno es el gas más propenso a la fotoevaporación.

La fotoevaporación es la causa probable de la pequeña brecha en el radio del planeta . ^[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 alrededor de esta enana blanca.

Discos protoplanetarios

Fotoevaporación que se produce en un disco protoplanetario debido a la presencia de una estrella de tipo O cercana

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 así la acelera hacia afuera. Este efecto sólo se nota cuando hay suficiente intensidad de radiación, como la procedente de estrellas cercanas de tipo O y B o cuando la protoestrella central comienza la fusión nuclear .

El disco está compuesto de gas y polvo. El gas, compuesto principalmente por elementos ligeros como hidrógeno y helio , se ve afectado principalmente por el efecto, lo que hace que aumente la relación 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 ( ). 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 . Luego se abre una brecha alrededor , el disco interior drena hacia la estrella central o se extiende y se evapora. Se produce un agujero interior que se extiende hasta . Una vez que se forma un agujero interior, el disco exterior se limpia muy rápidamente. ${\displaystyle r_{g}}$ ${\displaystyle r_{g}}$ ${\displaystyle r_{g}}$ ${\displaystyle r_{g}}$ ${\displaystyle r_{g}}$

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

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

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

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

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

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

Para un átomo , como un átomo de hidrógeno , entonces , porque un átomo puede moverse en tres direcciones ortogonales diferentes. Como consecuencia, . Si el átomo de hidrógeno está ionizado, es decir, es un protón , y se encuentra en un fuerte campo magnético , entonces , porque el protón puede moverse a lo largo del campo magnético y girar alrededor de las líneas del campo. En este caso, . Una molécula diatómica , por ejemplo, una molécula de hidrógeno, tiene y . Para una molécula triatómica no lineal, como el agua y . Si se vuelve muy grande, se acerca a cero. Esto se resume en la Tabla 1, donde vemos que diferentes gases pueden tener diferentes radios gravitacionales. ${\textstyle f=3}$ ${\textstyle \kappa =0.2}$ ${\textstyle f=2}$ ${\textstyle \kappa =0.25}$ ${\textstyle f=5}$ ${\textstyle \kappa =1/7\approx 0.143}$ ${\textstyle f=6}$ ${\textstyle \kappa =0.125}$ ${\textstyle f}$ ${\textstyle \kappa }$

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 efecto en la formación de planetas a partir del disco alrededor de un objeto estelar joven , aunque aún no está claro si este efecto lo desacelera o acelera.

Regiones que contienen discos protoplanetarios con claros signos de fotoevaporación externa

La región más famosa que contiene discos protoplanetarios fotoevaporados es la Nebulosa de Orión . Se les llamó proplyds brillantes y desde entonces el término se utilizó para otras regiones para describir la fotoevaporación de los discos protoplanetarios. Fueron descubiertos con el Telescopio Espacial Hubble . ^[8] Incluso podría haber un objeto de masa planetaria en la Nebulosa de Orión que esté siendo fotoevaporado por θ ¹ Ori C. ^[9] Desde entonces, el HST observó otros cúmulos de estrellas jóvenes y encontró proplídios brillantes en la Nebulosa de la Laguna , ^[10] la Nebulosa Trífida , ^[11] Pismis 24 ^{, [12]} y NGC 1977 . ^[13] Después del lanzamiento del Telescopio Espacial Spitzer, observaciones adicionales revelaron colas de cometas polvorientas alrededor de miembros jóvenes del cúmulo en NGC 2244 , IC 1396 y NGC 2264 . Estas colas de polvo también se explican por la fotoevaporación del disco protoplanetario. ^[14] Posteriormente se encontraron colas de cometas similares con Spitzer en W5 . Este estudio concluyó que las colas tienen una vida útil probable de 5 millones de años o menos. ^[15] Se encontraron colas adicionales con Spitzer en NGC 1977, ^[13] NGC 6193 ^[16] y Collinder 69 . ^[17] Otros candidatos proplyd brillantes se encontraron en la Nebulosa Carina con el CTIO 4m y cerca de Sagitario A* con el VLA . ^{[18] [19]} Las observaciones de seguimiento de un candidato proplyd en la Nebulosa Carina con el Hubble revelaron que es probable que se trate de un glóbulo gaseoso en evaporación . ^[20]

Los objetos en NGC 3603 y posteriormente en Cygnus OB2 fueron propuestos como versiones masivas intermedias de los brillantes proplyds encontrados en la Nebulosa de Orión. ^{[21] [22]}

Referencias

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