光蒸発
15 ( 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 2.15{\frac {\left(M/M_{\odot }\right)}{\left(T/10^{4}\ {\rm {K}}\right)}}\ {\rm {au}}\!}
ここで、 γ {\displaystyle \gamma } は比熱比 (単原子分子ガスの場合 5/3)、 G {\displaystyle G} は万有引力定数、 M {\displaystyle M} は中心星の質量、 M ⊙ {\displaystyle M_{\odot }} は太陽質量、 μ {\displaystyle \mu } はガスの平均分子量、 k B {\displaystyle k_{B}} はボルツマン定数、 T {\displaystyle T} はガスの温度、au は天文単位である。
この効果のため、星形成領域における大質量星の存在は若い星状天体の周りの円盤における惑星形成に大きな影響を及ぼすと考えられるが、これが惑星形成の効率を減速するものなのか、あるいは加速するものなのかははっきりとしていない。
光蒸発 (ひかりじょうはつ、英: photoevaporation) は、高エネルギーの輻射がガスを電離し、電離源から離れて散逸させる過程のことを指す。これは典型的には、高温の恒星からの紫外線放射が、分子雲や原始惑星系円盤、惑星大気に作用することによって発生する。