En förångande disk är en hypotetisk struktur i astrofysik som föreslås för att förklara bildandet av vissa typer av stjärnor och planetariska system. Det föreställs som en relativt tunn, tät skiva av gas och damm som omger en ung, nybildad stjärna. Till skillnad från en typisk protoplanetär skiva som gradvis tilläggs på stjärnan, kännetecknas en förångande skiva av betydande *fotoavångning *:de intensiva ultravioletta (UV) strålningen från själva stjärnan, eller från närliggande massiva stjärnor, värmer upp gasen i de yttre regionerna för skivan, orsakar den till att avskaffa och sprida sig till interstation.
Denna indunstningsprocess är inte enhetlig över disken. De inre delarna kan förbli relativt opåverkade, medan de yttre regionerna är avsevärt skulpterade och eroderade av den stellar strålningen. Detta kan leda till flera observerbara konsekvenser, till exempel:
* trunkerade skivor: Den observerbara storleken på skivan är mindre än väntat för en skiva i sin ålder, eftersom de yttre delarna har indunstats.
* vinddrivna utflöden: Den förångande gasen kan skapa starka vindar och utflöden som kan observeras spektroskopiskt.
* Specifika kemiska signaturer: Kompositionen för den återstående skivan kan ändras på grund av selektiv indunstning av vissa element eller molekyler.
Konceptet med en förångande disk är särskilt relevant för att förstå bildandet av lågmassa-stjärnor och utvecklingen av planetsystem i miljöer med höga nivåer av UV-strålning. Det erbjuder en mekanism för att förklara vissa observationer som är svåra att förena med standardprotoplanetära diskmodeller. Det är emellertid viktigt att notera att förekomsten och förekomsten av förångning av skivor fortfarande är aktiva forskningsområden, och observationer fortsätter att förfina vår förståelse för denna process.
