La clasificación de Sudarsky de los gigantes gaseosos con el propósito de predecir su apariencia en función de su temperatura fue esbozada por David Sudarsky y sus colegas en el artículo Albedo and Reflection Spectra of Extrasolar Giant Planets [1] y se amplió en Theoretical Spectra and Atmospheres of Extrasolar Giant Planets , [2] publicado antes de que se hiciera cualquier observación directa o indirecta exitosa de la atmósfera de un planeta extrasolar. Es un sistema de clasificación amplio con el objetivo de poner algo de orden en la probablemente rica variedad de atmósferas gigantes de gas extrasolares.
Los gigantes gaseosos se dividen en cinco clases (numeradas con números romanos ) de acuerdo con sus propiedades atmosféricas físicas modeladas. En el Sistema Solar, solo Júpiter y Saturno están dentro de la clasificación Sudarsky, y ambos son de Clase I. El sistema Sudarsky no puede predecir la aparición de planetas que no son gigantes gaseosos, por ejemplo, planetas terrestres como la Tierra y Venus , HD 85512 b (3.6 masas terrestres ) y OGLE-2005-BLG-390Lb (5.5 masas terrestres), o gigantes de hielo como Urano (14 masas terrestres) y Neptuno (17 masas terrestres). [ cita requerida ]
Fondo
La aparición de planetas extrasolares se desconoce en gran medida debido a la dificultad de realizar observaciones directas de planetas extrasolares . Además, las analogías con los planetas del Sistema Solar pueden aplicarse a algunos de los planetas extrasolares conocidos; porque la mayoría son completamente diferentes a cualquiera de nuestros planetas, por ejemplo, los Júpiter calientes .
Los cuerpos que transitan por su estrella pueden cartografiarse espectrográficamente, por ejemplo, HD 189733 b . [3] Se ha demostrado además que ese planeta es azul con un albedo mayor (más brillante) que 0,14. [4] La mayoría de los planetas así cartografiados han sido grandes y en órbita cercana, por lo tanto, Júpiter calientes.
La especulación sobre la apariencia de planetas extrasolares invisibles se basa actualmente en modelos computacionales de la atmósfera probable de dicho planeta, por ejemplo, cómo el perfil y la composición de la temperatura y presión atmosférica responderían a los diversos grados de insolación .
Clases planetarias
Clase I: nubes de amoniaco
Los gigantes gaseosos de esta clase tienen apariencias dominadas por nubes de amoníaco . Estos planetas se encuentran en las regiones exteriores de un sistema planetario . Existen a temperaturas inferiores a unos 150 K (−120 ° C; −190 ° F). El albedo de Bond predicho de un planeta de clase I alrededor de una estrella como el Sol es 0,57, comparado con un valor de 0,343 para Júpiter [5] y 0,342 para Saturno . [6] La discrepancia se puede explicar parcialmente teniendo en cuenta los condensados que no están en equilibrio, como las tolinas o el fósforo , que son responsables de las nubes coloreadas en la atmósfera joviana y no se modelan en los cálculos.
Las temperaturas de un planeta de clase I requieren una estrella fría o una órbita distante. Lo primero puede significar que la (s) estrella (s) son demasiado tenues para ser visibles, mientras que lo último puede significar que las órbitas son tan grandes que su efecto es demasiado sutil para ser detectado hasta varias observaciones de los "años" completos de esas órbitas (cf. Kepler's tercera ley ). El aumento de la masa de superjovianos los haría más fáciles de observar, sin embargo, un superjoviano de edad comparable a Júpiter tendría más calentamiento interno , lo que podría empujarlo a una clase superior.
A partir de 2015, 47 Osa Mayor C y D podrían ser planetas de clase I. Upsilon Andromedae e y 55 Cancri d también pueden ser planetas de Clase I.
Clase II: nubes de agua
Los gigantes gaseosos de la clase II son demasiado cálidos para formar nubes de amoníaco; en cambio, sus nubes están formadas por vapor de agua . Estas características se esperan para planetas con temperaturas por debajo de 250 K (-23 ° C; -10 ° F). [2] Las nubes de agua son más reflectantes que las nubes de amoníaco, y el albedo de Bond predicho de un planeta de clase II alrededor de una estrella similar al Sol es de 0,81. Aunque las nubes en un planeta así serían similares a las de la Tierra , la atmósfera aún estaría compuesta principalmente por hidrógeno y moléculas ricas en hidrógeno como el metano .
Ejemplos de planetas posible Clase II: HD 45364 b y HD 45364 c , HD 28185 b , Gliese 876 b , Upsilon Andromedae d , 55 Cancri f , 47 Ursae Majoris b , PH2b , Kepler-90 h , HD 10180 g .
Clase III: sin nubes
Los gigantes gaseosos con temperaturas de equilibrio entre aproximadamente 350 K (170 ° F, 80 ° C) y 800 K (980 ° F, 530 ° C) no forman una cubierta de nubes global, porque carecen de químicos adecuados en la atmósfera para formar nubes. [2] Estos planetas aparecerían como globos azul celeste sin rasgos característicos debido a la dispersión de Rayleigh y la absorción por metano en sus atmósferas, apareciendo como versiones de masa joviana de Urano y Neptuno . Debido a la falta de una capa de nubes reflectantes, el albedo de Bond es bajo, alrededor de 0,12 para un planeta de clase III alrededor de una estrella similar al Sol. Existen en las regiones internas de un sistema planetario, lo que corresponde aproximadamente a la ubicación de Mercurio .
Los posibles planetas de clase III son HD 37124 b , HD 18742 b , HD 178911 Bb , 55 Cancri c , Upsilon Andromedae c , Kepler-89e , COROT-9b y HD 205739 b . Por encima de 700 K (800 ° F, 430 ° C), los sulfuros y cloruros pueden proporcionar nubes similares a cirros . [2]
Clase IV: Metales alcalinos
Por encima de 900 K (630 ° C / 1160 ° F), el monóxido de carbono se convierte en la molécula portadora de carbono dominante en la atmósfera de un gigante gaseoso (en lugar de metano ). Además, la abundancia de metales alcalinos , como el sodio , aumenta sustancialmente, y se predice que las líneas espectrales de sodio y potasio serán prominentes en el espectro de un gigante gaseoso . Estos planetas forman capas de nubes de silicatos y hierro en las profundidades de sus atmósferas, pero no se prevé que esto afecte su espectro. Se predice que el albedo de enlace de un planeta de clase IV alrededor de una estrella similar al Sol será muy bajo, de 0,03 debido a la fuerte absorción por los metales alcalinos. Los gigantes gaseosos de las clases IV y V se conocen como Júpiter calientes .
55 Cancri b fue catalogado como un planeta de clase IV. [2]
HD 209458 b a 1300 K (1000 ° C) sería otro de esos planetas, con un albedo geométrico de, dentro de los límites de error, cero; y en 2001, la NASA presenció sodio atmosférico en su tránsito, aunque menos de lo previsto. Este planeta alberga una capa superior de nubes que absorbe tanto calor que debajo hay una estratosfera relativamente fría . Se supone que la composición de esta nube oscura, en los modelos, es de óxido de titanio / vanadio (a veces abreviado como "TiVO"), por analogía con las enanas rojas, pero su verdadera composición aún se desconoce; bien podría ser según Sudarsky. [7] [8]
HD 189733 b , con temperaturas medidas de 920-1200 K (650-930 ° C), también califica como clase IV. Sin embargo, a finales de 2007 se midió como azul profundo, con un albedo superior a 0,14 (posiblemente debido al brillo más brillante de su "punto caliente"). Hasta el momento, no se ha probado de manera concluyente ninguna estratosfera.
TrES-2b se midió con el albedo más bajo y, por lo tanto, se clasificó como clase IV.
Clase V: nubes de silicato
Para los gigantes gaseosos más calientes, con temperaturas superiores a 1400 K (2100 ° F, 1100 ° C) o planetas más fríos con menor gravedad que Júpiter, se predice que las capas de nubes de silicato y hierro se encontrarán en lo alto de la atmósfera. El albedo de Bond predicho de un planeta de clase V alrededor de una estrella similar al Sol es de 0,55, debido a la reflexión de las cubiertas de nubes. A tales temperaturas, un gigante gaseoso puede brillar en rojo por la radiación térmica, pero la luz reflejada generalmente supera la radiación térmica. En el caso de estrellas de magnitud visual aparente inferior a 4,50, estos planetas son teóricamente visibles para nuestros instrumentos. [9] Los ejemplos de tales planetas podrían incluir 51 Pegasi b y Upsilon Andromedae b . [2] HAT-P-11b y esos otros gigantes gaseosos extrasolares encontrados por el telescopio Kepler podrían ser posibles planetas de clase V, como Kepler-7b , HAT-P-7b o Kepler-13b .
Ver también
- Exoplaneta
- Lista de tipos de planetas
Referencias
- ↑ Sudarsky, D .; Burrows, A .; Pinto, P. (2000). "Albedo y espectros de reflexión de planetas gigantes extrasolares" . El diario astrofísico . 538 (2): 885–903. arXiv : astro-ph / 9910504 . Código bibliográfico : 2000ApJ ... 538..885S . CiteSeerX 10.1.1.316.9833 . doi : 10.1086 / 309160 .
- ^ a b c d e f Sudarsky, D .; Burrows, A .; Hubeny, I. (2003). "Atmósferas y espectros teóricos de planetas gigantes extrasolares". El diario astrofísico . 588 (2): 1121-1148. arXiv : astro-ph / 0210216 . Código Bibliográfico : 2003ApJ ... 588.1121S . doi : 10.1086 / 374331 .
- ^ "Primer mapa del mundo alienígena" . Archivado desde el original el 16 de octubre de 2007 . Consultado el 23 de noviembre de 2007 .
- ^ Berdyugina, Svetlana V .; Andrei V. Berdyugin; Dominique M. Fluri; Vilppu Piirola (20 de enero de 2008). "Primera detección de luz dispersa polarizada de una atmósfera exoplanetaria" (PDF) . El diario astrofísico . 673 (1): L83. arXiv : 0712.0193 . Código Bibliográfico : 2008ApJ ... 673L..83B . doi : 10.1086 / 527320 . Archivado desde el original (PDF) el 17 de diciembre de 2008.
- ^ Hoja de datos de Júpiter
- ^ Hoja de datos de Saturno
- ^ Ivan Hubeny; Adam Burrows (2008). "Modelos de espectro y atmósfera de planetas gigantes extrasolares en tránsito irradiados". Actas de la Unión Astronómica Internacional . 4 : 239. arXiv : 0807.3588 . Código bibliográfico : 2009IAUS..253..239H . doi : 10.1017 / S1743921308026458 .
- ^ Ian Dobbs-Dixon (2008). "Estudios hidrodinámicos radiativos de atmósferas irradiadas". Actas de la Unión Astronómica Internacional . 4 : 273. arXiv : 0807.4541 . Código Bibliográfico : 2009IAUS..253..273D . doi : 10.1017 / S1743921308026495 .
- ^ Leigh C .; Collier CA; Horne K .; Penny A .; James D. (2003). "Un nuevo límite superior en la luz de las estrellas reflejada de Tau Bootis b.". MNRAS . 344 (4): 1271. arXiv : astro-ph / 0308413 . Código bibliográfico : 2003MNRAS.344.1271L . doi : 10.1046 / j.1365-8711.2003.06901.x .
enlaces externos
- "Detrás de las especulaciones" . Visiones extrasolares . Consultado el 26 de junio de 2008 .
- "Planetas orbitando otras estrellas" . Universidad de Harvard . Consultado el 26 de junio de 2008 .