Photoevaporation

Photoevaporation bei einer protoplanetaren Scheibe durch die Nähe zu einem O-Klasse Stern.

Photoevaporation bezeichnet einen Prozess, bei dem ein Planet seiner Gasatmosphäre oder Bestandteile seiner Atmosphäre durch die Einwirkung hochenergetischer Photonen beraubt wird. Alle Massen, auch Planeten, haben eine Fluchtgeschwindigkeit, die es zu erreichen gilt, um das gravitatorische Einflussgebiet der Masse oder des Planeten vollständig zu verlassen. Durch den Beschuss der Gasatmosphäre durch hochenergetische Photonen, zum Beispiel UV-Licht oder Röntgenstrahlen, werden Teilchen der Gasatmosphäre durch eine Ionisation beschleunigt (aufgeheizt), sodass diese die benötigte Fluchtgeschwindigkeiten erreichen und den Planeten verlassen können. Je leichter die Teilchen sind, desto höher ist die Geschwindigkeit, die ihnen die Ionisation verleiht. Deshalb ist Wasserstoff, dessen Atome mit der Massenzahl 1 die leichtesten sind, das erste Gas, das bei der Photoevaporation den Planeten verlässt.

Photoevaporation bei protoplanetaren Scheiben

Protoplanetare Scheiben können durch Photoevaporation verteilt werden (siehe Abbildung). Ein starker Einfluss der Photoevaporation ist jedoch nur feststellbar, wenn eine ausreichend starke Strahlung vorhanden ist. Dies ist insbesondere in der Nähe von O- und B-Klasse Sternen der Fall. Da die protoplanetaren Scheiben häufig aus Staub und Gas bestehen, kann durch die Photoevaporation der leichtesten Gase wie Wasserstoff und Helium die Zusammensetzung des sich bildenden Planeten beeinflusst werden.