https://wiki-de.moshellshocker.dns64.de/api.php?action=feedcontributions&feedformat=atom&user=139.30.86.98 2026-06-11T12:22:49Z Benutzerbeiträge MediaWiki 1.43.8 https://wiki-de.moshellshocker.dns64.de/index.php?title=Photoevaporation&diff=314804 2020-12-11T10:15:44Z

<p>139.30.86.98: /* Grundlagen */ falscher Kasus</p> <hr /> <div>[[Datei:Sig06-023.jpg|thumb|hochkant=1.3|Photoevaporation bei einer [[Protoplanetare Scheibe|protoplanetaren Scheibe]] durch die Nähe zu einem [[Spektralklasse|O-Klasse]] [[Stern]].]]<br /> <br /> '''Photoevaporation''' (wörtlich ''Verdampfung aufgrund von Licht'') bezeichnet einen Prozess, bei dem ein [[Planet]] seiner [[Atmosphäre (Astronomie)|Atmosphäre]] oder ihrer Bestandteile durch die Einwirkung hochenergetischer [[Photon]]en beraubt wird.<br /> <br /> == Grundlagen ==<br /> Alle Massen, auch Planeten, haben eine [[Kosmische Geschwindigkeiten #Zweite kosmische Geschwindigkeit oder Fluchtgeschwindigkeit|Fluchtgeschwindigkeit]], die es zu erreichen gilt, um das [[Gravitation|gravitatorische]] Einflussgebiet der Masse oder des Planeten vollständig zu verlassen. Durch den Beschuss der Atmosphäre mit hochenergetischen Photonen, z.&amp;nbsp;B. [[Ultraviolettstrahlung|UV-]] oder [[Röntgenstrahlung|Röntgenstrahlen]], werden Teilchen der Atmosphäre durch eine [[Ionisation]] beschleunigt (aufgeheizt), sodass sie die benötigte Fluchtgeschwindigkeit erreichen und den Planeten verlassen können.<br /> <br /> Je leichter die Teilchen, desto höher die Geschwindigkeit, die ihnen die Ionisation verleiht. Deshalb ist [[Wasserstoff]], dessen Atome mit der [[Massenzahl]]&amp;nbsp;1 und dessen Moleküle mit der Massenzahl&amp;nbsp;2 die leichtesten sind, das erste Gas, das bei der Photoevaporation den Planeten verlässt.<br /> <br /> == Photoevaporation bei protoplanetaren Scheiben ==<br /> [[Protoplanetare Scheibe]]n 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 [[Spektralklasse|O-]] und [[Spektralklasse|B-Klasse]] Sternen der Fall. Da die protoplanetaren Scheiben aus Gas und [[Kosmischer Staub|Staub]] bestehen, kann durch die Photoevaporation der leichtesten Gase wie Wasserstoff und [[Helium]] die Zusammensetzung des sich bildenden Planeten beeinflusst werden.<br /> <br /> [[Kategorie:Planetologie]]<br /> [[Kategorie:Astrophysikalischer Prozess]]</div>

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