光蒸発

光蒸発（ひかりじょうはつ、photoevaporation）とは、高エネルギーの電磁波、特に紫外線のような強い輻射が、周囲に存在するガス状物質に作用し、これを電離・加熱することで、その物質が中心源から遠ざかり宇宙空間へと散逸していく物理的な過程を指します。この現象は、主に高温の恒星から放出される強いエネルギーを持つ光子が、分子雲や星を取り巻く原始惑星系円盤、あるいは惑星の大気などに衝突することで引き起こされます。

分子雲における光蒸発

宇宙空間に広がる巨大な分子雲は、新しい星が生まれる場所ですが、ここで誕生した明るく高温の恒星から放たれる強い光は、周囲の分子雲を侵食し、特徴的な構造を作り出すことがあります。これは光蒸発の顕著な兆候の一つです。

例えば、ハッブル宇宙望遠鏡がとらえたわし星雲の中心部、HII領域（電離水素領域）の画像からは、高密度の分子雲と電離領域との境界面に見られる複雑な形状や、電離ガスの層状構造が明らかになっています。これらの詳細な構造は、光蒸発によってガスが吹き飛ばされる流れとして非常にうまく説明されています。

また、わし星雲で初めて観測された「蒸発するガス状グロビュール (Evaporating gaseous globules, EGGs)」と呼ばれる天体も、光蒸発の典型例です。これらは比較的小さく、しばしば彗星のような尾を持った塊状のガス体で、近くにある若い星団からの強い光にさらされて光蒸発を起こしています。EGGsの内部では、まさに星が生まれつつあると考えられています。

惑星大気の散逸

惑星もまた、中心星や外部からの高エネルギー輻射によって、その大気全体、あるいは大気の一部を宇宙空間に失うことがあります。大気中の分子や原子が高エネルギーの光子と衝突すると、それらはエネルギーを得て加速され、大気全体の温度が上昇します。もし、分子や原子が惑星の重力を振り切るのに十分なエネルギーを獲得した場合、それらは惑星の脱出速度を超え、宇宙空間へと「蒸発」していくのです。

この過程でガスが獲得する速度は、その質量に依存します。質量が小さいガスほど、同じエネルギーを受けてより高速に加速されます。このため、宇宙で最も軽い元素である水素は、光蒸発の影響を最も受けやすい気体となります。

実際に、いくつかの太陽系外惑星では、光蒸発による大気散逸の証拠が見つかっています。代表的な例として、ホットジュピター型のHD 209458 bやHD 189733 b、またより低密度の系外惑星であるGJ 3470 bなどがあります。さらに、白色矮星WD J0914+1914の周囲に観測されたガス円盤は、この白色矮星に非常に近い軌道を公転していると思われる惑星が、光蒸発によって失った物質が供給されて形成された可能性が指摘されています。

原始惑星系円盤の進化と光蒸発

生まれたばかりの星の周りには、ガスと塵からなる円盤状の構造、すなわち原始惑星系円盤が存在します。この円盤は、中心星からの強い星風や、特に高エネルギーの電磁波による加熱を受けて、徐々に散逸していく運命にあります。入射した輻射は円盤内の物質と相互作用し、粒子を外向きに加速させることで、円盤からの物質の流出を引き起こします。この効果は、円盤の中心にある若い星が核融合を開始した場合や、近傍に大質量のO型星やB型星が存在し、円盤が強い輻射にさらされる場合に特に顕著となります。

原始惑星系円盤を構成する物質のうち、主に水素やヘリウムのような軽いガス成分が光蒸発の影響を強く受けて散逸します。これにより、円盤におけるガスと塵の比率が時間とともに変化し、塵の割合が増加していきます。光蒸発は、原始惑星系円盤が惑星を形成する前にどのように消滅していくか、その進化過程に深く関わる重要なメカニズムの一つです。

中心星からの輻射が円盤を加熱すると、円盤中の粒子は励起されます。この照射によって、円盤の構造において「重力半径」(r_g) と呼ばれる重要な長さのスケールが生まれます。重力半径よりも外側の領域にある粒子は、励起されて得たエネルギーによって、円盤の重力から脱出するのに十分な速度に達し、「蒸発」するように円盤から失われていきます。円盤が誕生してから数百万年（およそ100万年〜1000万年）が経過すると、この重力半径における円盤への粘性的な物質の供給率が、光蒸発による質量損失率を下回るようになります。その結果、重力半径の付近で円盤に隙間（ギャップ）が形成されます。このギャップの内側の円盤物質は、中心星へと落ち込むか、あるいは重力半径まで拡散して蒸発するかして消失し、中心星の周りに円盤の内側が空洞になった領域が形成されます。一度このような内側の空洞ができると、その外側にある円盤物質も非常に急速に散逸してしまうと考えられています。

円盤の重力半径は、中心星の質量や円盤の温度などによって決まります。近似的に、太陽質量の星の周りの温度10^4 Kの円盤の場合、重力半径はおよそ2.15天文単位となります。

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

ここで、$\gamma$はガスの比熱比、$G$は万有引力定数、$M$は中心星の質量、$M_{\odot}$は太陽質量、$\mu$はガスの平均分子量、$k_{B}$はボルツマン定数、$T$はガスの温度、auは天文単位を表します。

このように、星が活発に生まれている領域において、特に質量の大きな星が存在することは、その周辺にある若い星の原始惑星系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ています。ただし、この影響が惑星形成の効率を低下させるのか、あるいは特定の環境下では促進するのかについては、まだ研究が進められています。

光蒸発を起こしている円盤の観測事例

光蒸発にさらされている原始惑星系円盤が多数観測されている最も有名な領域の一つに、オリオン大星雲があります。ここで見られる、明るく輝く原始惑星系円盤は「プロプリッド (proplyd)」と呼ばれ、この用語は他の星形成領域でも光蒸発中の円盤を指すのに用いられるようになりました。これらは主にハッブル宇宙望遠鏡によって発見されました。オリオン大星雲の中心部では、トラペジウム星団の一員であるオリオン座$\theta^1 \rm{C}$星の強い光によって光蒸発を受けている可能性のある、惑星程度の質量を持つ天体も候補として挙げられています。

オリオン大星雲での発見以降、ハッブル宇宙望遠鏡による他の若い星団の観測でも、干潟星雲や三裂星雲、NGC 6357、NGC 1977といった領域で、明るく輝く光蒸発中の原始惑星系円盤が相次いで見つかっています。

さらに、スピッツァー宇宙望遠鏡が打ち上げられた後、より詳細な観測によって、NGC 2244や象の鼻星雲、NGC 2264といった若い星団に存在する天体の周囲に、塵を含む彗星の尾のような構造が見られることが明らかになりました。これらの特徴的な構造も、原始惑星系円盤からの光蒸発によって効率的に説明できます。同様の彗星状の尾構造は、後にスピッツァー望遠鏡による観測でウェスターハウト5 (Westerhout 5) 星雲中でも発見され、これらの尾は約500万年かそれよりも短い寿命を持つと結論付けられています。NGC 1977、NGC 6193、コリンダー69星団でも同様の構造が確認されています。

オリオン大星雲のプロプリッドよりも質量の大きな中間質量版のプロプリッド候補天体も提唱されており、NGC 3603やはくちょう座OB2星団に含まれる一部の天体がその候補として挙げられています。また、セロ・トロロ汎米天文台の望遠鏡やVLAによる観測で、イータカリーナ星雲やいて座A*の近傍にもプロプリッド候補が見つかっていますが、イータカリーナ星雲の候補天体はハッブルの追加観測によって蒸発するガス状グロビュール（EGGs）であることが確認されています。

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