光致蒸发表示的是高能辐射电离气体，并将其趋散电离源的过程。常在天文物理中，用来形容炙热恒星的紫外线、电磁辐射对于不同云气（像是分子云、原行星盘或行星大气层等）的作用^[1][2][3]。

分子云

在天文物理学中，光致蒸发最明显的例子之一为，处于分子云内的发光恒星对其结构的侵蚀^[4]。

行星大气层

一颗行星的大气层（或部分的大气）可以因为高能量光子或其它的电磁辐射而被剥离。如果一个光子与大气层的分子相互作用，分子会加速且温度上升。如果提供了足够的能量，分子或原子可能达到该行星的逃逸速度，就会“蒸发”进入太空。质量数越低的气体，与光子相互作用得到的速度越高，因此氢是最容易出现光致蒸发的气体。

原行星盘

原行星盘可因入射的电磁辐射加热，而被恒星风趋散，辐射与物质作用使其朝外加速。这种效果只有在有足够的辐射强度时才会显著，像是来自附近的O型和B型恒星，或是在中心的原恒星核心开始核聚变时。

盘面是由气体和尘埃组成的，主成分通常是轻元素（例如氢和氦）的气体，会受到较大的影响，从而增加尘埃和气体的比例。

中央恒星的辐射会激发吸积盘中的粒子。辐射照度会影响盘面的稳定半径尺度，称为引力半径（${\displaystyle r_{g))$）。在引力半径之外，粒子会受到足够的激发而摆脱行星的引力并蒸发。在10⁶ – 10⁷年后，${\displaystyle r_{g))$处的黏滞吸积率会低于光致蒸发率。 ，缝隙将在${\displaystyle r_{g))$处产生，内盘会被吸进中心的恒星，或是蔓延过${\displaystyle r_{g))$而蒸发。内部的孔延伸至${\displaystyle r_{g))$。一旦内部的孔洞形成，外部的盘面很就会被清除。

盘面引力半径的计算公式是^[5]：

${\displaystyle r_{g}={\frac {\left(\gamma -1\right)}{2\gamma )){\frac {GM\mu }{k_{B}T))\approx 1.4{\frac {\left(M/M_{\odot }\right)}{\left(T/10^{4}\ {\rm {K))\right)))\ {\rm {AU)),\!}$

此处${\displaystyle \gamma }$是比热的比率（对单原子气体是 5/3），${\displaystyle G}$是宇宙的万有引力常数，${\displaystyle M}$是中心恒星的质量， ${\displaystyle M_{\odot ))$是太阳的质量，${\displaystyle \mu }$是气体的平均重量， ${\displaystyle k_{B))$是波兹曼常数， ${\displaystyle T}$ 是气体的温度，还有AU是天文单位。

由于这种效应，存在于恒星形成区的大质量恒星被认为对环绕着初期恒星体周围盘面行星的形成有很大的影响，尽管还不清楚这种效应是加速还是减速。

参考资料