Photoevaporation je úplné nebo částečné zničení disku protoplanetary je hvězda , nebo atmosféru o planety , od fotonů z vysoké energii a další elektromagnetického záření .
Atmosféra planety je neustále bombardována zářením z hvězdy, kolem které obíhá. Pokud foton interaguje s molekulou v atmosféře, zrychluje se a jeho teplota stoupá. Pokud částice přijme dostatečné množství energie, může dosáhnout rychlosti osvobození planety a „odpařit se“ do vesmíru. Čím nižší je hmotnostní číslo plynu, tím vyšší je rychlost získaná interakcí s fotonem. Tak vodík je plyn nejcitlivější na photoevaporation. Podobně čím blíže je planeta ke zdroji záření, tím jsou četnější interakce mezi atmosférou a zářením; planety blízko jejich hvězd mají menší atmosféry ( chtonické planety ), které se vyvíjejí směrem k úplnému rozpuštění, jak tomu bylo v případě horkého Jupiteru HD 209458 b v souhvězdí Pegase .
Protoplanetární disky mohou být rozptýleny hvězdným větrem a oteplováním způsobeným dopadem elektromagnetického záření. Radiace interaguje s hmotou a tak zrychluje směrem ven. Tento efekt je patrný pouze v případě, že existuje dostatečná radiační síla například z blízkých hvězd typu O a B, nebo když centrální protostar zahájí jadernou fúzi .
Důležitý parametr pro stanovení stupně odpařování disku je dán gravitačním poloměrem (r g ), určeným rovnicí:
kde γ je poměr měrného tepla (ekvivalentní 5/3 pro monoatomového plynu ), G je gravitační konstanta , M hmotnost centrální hvězdy, hmotnost Slunce , u Stabilizátory průměrnou atomovou hmotností plynu, konstanta Boltzmanna , T teplota plynu v kelvinech a AU vzdálenost do středu v astronomických jednotkách .
Mimo gravitační poloměr se částice dostatečně vzrušily, aby překonaly gravitaci disku a vypařily se. Po období 10 6 - 10 7 let je rychlost růstu menší než rychlost odpařování ve vzdálenosti rovné r g . V tomto bodě v r g otevře porušením: mezeru ve vnitřní části kotouče nebo sklouzne do hvězdy nebo se přenáší na r g a odpaří, a v obou případech se vytvoří podtlak, který se rozprostírá od hvězdy do r. g . V důsledku vytvoření této prázdnoty se ostatní části externího disku rychle rozptýlí.
Vzhledem k tomuto účinku se předpokládá, že přítomnost hmotných hvězd v oblasti formování hvězd má významné účinky na planetární útvary na discích mladých hvězdných objektů, i když není jasné, zda tento proces brzdí nebo usnadňují.