נידוף באור

נידוף באור, או פוטו-אוופורציה (אנגלית: Photoevaporation) הוא תהליך בו כוכב לכת מאבד חלק מהאטמוספירה שלו או את כולה עקב קרינה אלקטרומגנטית מהכוכב שלו. תהליך דומה מנדף חומר מדיסקה קדם-פלנטרית. נידוף באור משמעותי במרחקים קטנים מאוד מהכוכב, פחות ממרחקו של מרקורי מהשמש. באופן דומה, קרינה מספיק חזקה מכוכב אחד יכולה לנדף חומר מכוכב אחר במערכת של כוכב כפול. באופן כללי, מהירות של מולקולות בגז מתפלגת באופן דומה להתפלגות מקסוול-בולצמן, כלומר באטמוספירה של כוכב לכת קיימות מולקולות הנעות במהירויות שונות וכלל שמגדילים את הטמפרטורה, כך המהירות הממוצעת, הנתונה על ידי v t h = 2 k B T m {\displaystyle v_{th}={\sqrt {\frac {2k_{B}T}{m}}}} עולה. אם מולקולה נמצאת קרוב לקצה האטמוספירה, כלומר באקסוספירה עם מהירות תרמית הגבוהה ממהירות מילוט הנתונה על ידי   v e = 2 G M r {\displaystyle \ v_{e}={\sqrt {\frac {2GM}{r}}}} , קיים סיכוי שמולקולה זו תעזוב את הכוכב. תהליך בו מולקלות עוזבות את הכוכב עקב מהירות תרמית נקרא "בריחה תרמית", "בריחת ג'ינס" או "נידוף". כאשר פוטונים אנרגטיים מהכוכב פוגעים במולקולות בשכבות החיצוניות של כוכב הלכת, המולקולות מתייננות ופולטות אלקטרונים שפוגעים במולקולות אחרות. מולקולות אלו מקבלות אנרגיה קינטית ותנע ולכן טמפרטורת האקסוספרה עולה. כך נוצר מצב שיותר מולקולות נמצאות במהירות העולה על מהירות מילוט ולכן יותר מולקולות עוזבות את כוכב הלכת בתהליך של בריחה תרמית. ככל שמספר המסה של חלקיקי הגז קטן יותר, כך החלקיקים יקבלו יותר מהירות מפגיעת האלקטרונים. לכן מימן מתאדה הכי הרבה ביחס לגזים אחרים. ברגע שהשכבות החיצוניות ביותר מתנדפות, השכבות הפניות יותר נחשפות לקרינה מיינת וכך התהליך ממשיך. ככל שכוכב הלכת מאבד יותר מסה, כך הכבידה שלו יורדת דבר המגביר עוד יותר את התהליך. הנידוף נספק ברגע שכל הגזים הקלים התנדפו מהפלנטה. הקצב בו חומר בורח מהאקסוספירה תלוי במספר גורמים: ככל שהטמפרטורה גבוהה יותר כך קצב הבריחה גדול יותר ככל מסת החלקיקים המרכיבים את האקסוספירה גבוהה, כך קצב הבריחה קטן יותר ככל שרדיוס האקסוספירה קטן יותר, כך קצב הבריחה קטן יותר ככל שמסת הפלנטה גדולה יותר, כך קצב הבריחה קטן יותר על מנת שהתהליך יתרחש, הקרינה הפוגעת צריכה להיות מייננת. קרינה בלתי מיינת כדוגמת אור נראה או קרינה אינפרה-אדומה חודרות למעמקי הפלנטה ומחממות את השכבות הפנימיות יותר, אך הליך זה לא תורם לנידוף, כיוון שהמולקולות בשכבות הפנימיות אינן חופשיות לעזור את הפלנטה. כך ששני תחומים של אורכי גל רלוונטיים לתהליך: קרינת X (קרינת רנטגן) וקרינת EUV (קרינה אולטה סגולה קיצונית). לפוטונים של קרינת X, יש חתך פעולה קטן יותר מפוטונים של EUV ולכן הם חודרים לעומק רב יותר אל תוך האטמוספירה החיצונית. בשלבים הראשונים של אבולוציית הכוכב קרני ה-X הם מקור החימום העיקרי כיוון שהכוכב הצעיר פולט שטף גובהה מאוד של קרינה בתחום זה. לחלק מאותה האנרגיה הנפלטת מכוכב הופכת לעבודת לחץ נפח ( P ⋅ d V {\displaystyle P\cdot dV} ) של הפלנטה. קצב איבוד המסה נתון על ידי: m ˙ = ϵ 16 π F R p 3 3 G M p K ( ξ ) {\displaystyle {\dot {m}}=\epsilon {\frac {16\pi FR_{p}^{3}}{3GM_{p}K(\xi )}}} כאשר M p {\displaystyle M_{p}} ו R p {\displaystyle R_{p}} הם מסת ורדיוס הפלנטה בהתאמה, F הוא שטף של קרינת X בתחום של 1–20 אנגסטרום, K ( ξ ) {\displaystyle K(\xi )} היא פונקציה של יחס בין רדיוס הפלנטה לבין גבול רוש (או רדיוס היל) שלה ו ϵ {\displaystyle \epsilon } הוא קבוע. פוטונים בתחום העל-סגול בעלי אנרגיה h ν ≳ 13.6 e V {\displaystyle h\nu \gtrsim 13.6eV} יכולים ליינן חלקיקי מימן דרך האפקט הפוטואלקטרי. החלקיקים המיוננים יעברו רקומבינציה וייווצר שיווי משקל בין פוטו-יוניזציה (יינון באור) לבין רקומבינציה בטמפרטורה של כ 10 4 {\displaystyle 10^{4}} מעלות קלווין. תהליך נידוף באור משמעותי עבור כוכבי לכת המכילים כמות גדולה של מימן והליום הנמצאים קרוב מאוד לכוכב שלהם, כלמר כוכבי לכת מסוג של צדק חם. כוכבי לכת כאלה ככל הנראה לא יכולים להיווצר קרוב לכוכב שלהם בתהליך של ספיחה על ליבה. ההסבר המקובל הוא שכוכבי אלו נוצרו מעבר לקו השלג ונדדו לרדיוס קרוב יותר בשלבים הראשנים של היווצרות מערכת כוכבי הלכת. כאשר כוכב לכת גזי מתקרב לכוכב שלו ומקבל ממנו יותר שטף פוטונים, הטמפרטורה הכללית שלו עולה והוא מתנפח כלומר רדיוסו גדל מבלי להגדיל את המסה. בכך הכבידה באקסוספרה יורדת וכוכב הלכת נחשף יותר לתהליך של נידוף באור. דיסקה קדם-פלנטרית, שהיא דיסקת ספיחה המקיפה כוכבים צעירים יכולה להתפזר עקב רוח כוכבית וחימום. הקרינה פוגעת בחומר ומאיצה אותו החוצה מן הכוכב. האפקט מורגש בעיקר סביב כוכבים בעלי קרינה חזקה, כמו כוכבי O או כוכבי B, או כאשר קדם-כוכב מגיע לשלב של היתוך גרעיני. הדיסקה מורכבת מגז ואבק. הגז ברובו הוא מימן והליום - גזים בעלי מולקולות קלות. מולקולות אלו, המקבלות אנרגיה קינטית מהפוטונים מקבלות מהירות גובהה יותר ולכן מפוזרות מהר ובכך מגדילות את היחס בין מוצקים לגז בדיסקה. קרינה מהכוכב מעורר את החלקיקי בדיסקה. ככל שמתרחקים מהכוכב, כך צריך פחות אנרגיה בשביל להימלט מהכוכב. ניתן להגדיר "רדיוס כבידתי" ( r g {\displaystyle r_{g}} ) מהכוכב: r g = ( γ − 1 ) 2 γ G M μ k B T ≈ 1.4 ( M / M ⊙ ) ( T / 10 4   K )   A U , {\displaystyle 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}},\!} כאשר γ = 5 / 3 {\displaystyle \gamma =5/3} עבור גז מונו-אטומי, G הוא קבוע ניוטון, M מסת הכוכב, M ⊙ {\displaystyle M_{\odot }} מסת שמש, μ {\displaystyle \mu } משקל אטומי של הגז, k B {\displaystyle k_{B}} הוא קבוע בולצמן וT זו טמפרטורה. מחוץ לרדיוס זה, העירור מהקרינה מסוגל לגרום לחלקיקים להתאדות החוצה. ברדיוס הקטן מ r g {\displaystyle r_{g}} , לאחר תקופה של כ 10 6 − 10 7 {\displaystyle 10^{6}-10^{7}} שנים, שיעור הספיחה הופך לקטן משיעור האידוי. נפתח פער ברדיוס של r g {\displaystyle r_{g}} והחומר בתוך הדיסקה הפנימית יותר נופל על הכוכב, או מפוזר הרחק מהכוכב לרדיוס הגדול מ r g {\displaystyle r_{g}} , שם הוא מתאדה. נוצר חור בדיסקה המתפשט עד ל r g {\displaystyle r_{g}} . ברגע שהוא נוצר, הדיסקה החיצונית יותר ל r g {\displaystyle r_{g}} מתנקה מחומר במהירות. כלומר מהירות הנובעת מטמפרטורה PLANETARY POPULATION SYNTHESIS COUPLED WITH ATMOSPHERIC ESCAPE: A STATISTICALVIEW OF EVAPORATION רדיוס מוגדר בעומק אופטי של τ = 2 / 3 {\displaystyle \tau =2/3} Sheng Jin et. al. 2014 Eric Lopez, Jonathan Fortney 2013 קו הקרח, אנגלית: ice line הוא רדיוס סביב הכוכב שמחוצה לו מים בחלל מסוגלים להתגבש לקרח Gravitational Radius of an Irradiated Disk