Sudarsky-klassificeringen av exoplaneter är ett system för att klassificera utseendet på gigantiska exoplaneter beroende på temperaturen på deras yttre skikt. Presentationen av en exoplanet för en extern observatör är baserad på en teoretisk modell av beteendet hos en gasjättes atmosfär [1] och data om dess kemiska sammansättning. Albedo och kända reflektionsspektra för jättelika exoplaneter tas också med i beräkningen .
Inom ramen för denna klassificering är gasjättar indelade i fem klasser beroende på graden av uppvärmning, och indikeras med romerska siffror. Systemet föreslogs av David Sudarsky (med medförfattare från University of Arizona ) i Albedo and Reflection Spectra of Extrasolar Giant Planets [2] och vidareutvecklades i Theoretical Spectra and Atmospheres of Extrasolar Giant Planets . [3]
Många egenskaper hos exoplaneter är dåligt förstådda, till exempel den kemiska sammansättningen av deras atmosfärer. Anledningen till detta är omöjligheten av direkt observation av exoplaneter - de flesta av dem studeras indirekt. Och endast ett fåtal kan studeras genom spektralanalys , vid tiden för transit framför sin stjärna.
Analogin med solsystemets gasjättar är långt ifrån lämplig för alla gigantiska exoplaneter, eftersom de flesta av de kända exoplaneterna inte ser ut som Jupiter eller Saturnus och tillhör huvudsakligen klassen " heta Jupiter ". Som nämnts ovan har egenskaperna hos vissa exoplaneter studerats direkt genom deras passage (transit) mot bakgrunden av en stjärnas skiva. [4] Undersökning av en sådan planet, HD 189733 b , har visat att den är blå. med en albedo större än 0,14. [5] De flesta upptäckta transitplaneter är också heta Jupiters.
I solsystemet är Jupiter och Saturnus båda klass I, enligt Sudarskys klassificering. Sudarskys klassificering täcker inte isiga planeter (som Uranus eller Neptunus , som har 14 respektive 17 jordmassor), " superjordar ", och andra steniga planeter (exempel på vilka är jorden och OGLE-2005-BLG-390L b , som har 5,5 jordmassor).
I denna klass domineras planeter av ammoniakmoln, och dessa planeter är i de yttre regionerna av deras stjärnsystem. Villkoret för existensen av denna klass av planeter är en temperatur under -120 °C. Den beräknade albedo för en klass I runt en sol-analog stjärna är 0,57. Detta är märkbart högre än Jupiters eller Saturnus albedo (0,343 [6] respektive 0,342 [7] ). Skillnaden beror på förekomsten av vissa ämnen i atmosfären hos gasjättar i solsystemet, till exempel fosforföreningar , som inte beaktas i beräkningarna.
Bildningstemperaturerna för planeter i denna klass av planeter beror på närvaron av en svag stjärna ( röd dvärg ), eller ett stort avstånd från stjärnan. När man kretsar runt solen måste avståndet till stjärnan vara minst 5 AU för att jätteplaneten ska kunna hamna i denna klass. Om planetens massa är tillräckligt stor kan den värmas upp av sig själv och därmed flytta till en annan klass.
År 2000 var inga andra planeter av klass I än Jupiter och Saturnus kända. På senare tid har exoplaneter upptäckts som kan passa klass I. Dessa är 47 Ursa Major c , Mu Altar e , HD 154345 b , och många andra.
Eftersom temperaturen hos gasjättar klass 2 är för hög för att ammoniakmoln ska kunna bildas, innehåller den övervägande vattenmoln. Temperaturen på dessa planeter bör vara runt −20°C eller lägre. Vattenmoln reflekterar ljus mycket väl, och en vattenjättes albedo kan överstiga 0,81. Molnen på dessa planeter liknar på många sätt de på jorden, men dessutom finns det mycket väte och metan i planeternas atmosfär , vilket i hög grad skiljer planeternas atmosfär från jorden. Planeter av denna typ är gasjättar som ligger ungefär eller något längre än jordens omloppsbana. I solsystemet skulle en vattenjätte behöva placeras på ett avstånd av ungefär lite mer än 1,2 AU. från solen . Det finns inga planeter av denna typ i solsystemet, och bland exoplaneterna av klass II finns 47 Ursa Major b och Upsilon Andromeda d (den senare är dock i perihelium på ett avstånd från stjärnan som motsvarar klass III). Planeten HD 28185 b tillhör också denna klass , eftersom planetens omloppsbana är i mitten av "livszonen" . [åtta]
Planeter med yttemperaturer mellan 80°C och cirka 530°C saknar molntäcke eftersom det är för varmt för vattenmoln att bildas och det finns helt enkelt inget för moln att bildas. [3] Utseendet på dessa planeter är blå-blått, utan särdrag, liknande Uranus eller Neptunus . Den blå färgen beror på närvaron av metan och Rayleigh-spridning i atmosfären på dessa planeter.
Planeterna har en relativt liten albedo - cirka 0,12. I solsystemet skulle en gasjätte av denna typ behöva placeras ungefär på Merkurius plats .
I den övre temperaturzonen av klass III uppstår tunna cirrusmoln (över 430 ° C) från klorider och sulfater i planetens atmosfär . [3] En typisk representant för denna typ anses för närvarande vara 79 Kita b . Förmodligen är planeterna i denna klass Gliese 876 b och Upsilon Andromedae c .
När gasjättens temperatur stiger över 630°C blir koldioxid (snarare än metan) den dominerande gasen i atmosfären. Förutom koldioxid består atmosfären på dessa planeter till stor del av alkalimetallångor, som avdunstar vid sådana temperaturer, vilket leder till närvaron av deras starka spektrallinjer i atmosfären. Det finns inte särskilt många moln i den här typen av atmosfär, och de består huvudsakligen av järnånga och silikater, även om detta inte märkbart påverkar spektrallinjerna. Dessa planeters albedo är mycket låg, cirka 0,03. Rekordhållaren är exoplaneten TrES-2 b , albedo för denna exoplanet är mindre än en procent, och enligt den mest sannolika modellen är den bara 0,04 % (som jämförelse är sotalbedot 1 %). [9] Det förklaras av alkalimetallernas starka absorption av ljus i atmosfären. Färgen på planeterna är grå med en liten antydan av rosa, eftersom temperaturen på planeten är tillräckligt hög för att den ska glöda. . Planeter av denna klass ligger mycket nära sina armaturer och tillhör som regel heta Jupiters ; så för solen borde gasjätten vara mycket närmare solen än Merkurius (på ett avstånd av cirka 0,1 AU). En typisk representant för planeterna i denna klass är 55 Cancer b . [3] Även i klass IV finns många kända heta Jupiters, såsom HD 209458 b (Osiris), och en annan känd planet i denna klass är HD 189733 A b (den första planeten för vilken en yttemperaturkarta gjordes). Den övre temperaturgränsen för planeter av denna klass är cirka tusen grader Celsius. [10] [11]
Mycket heta gasjättar, vars temperatur överstiger 1100 ° C, eller mindre massiva och mindre täta planeter vid något lägre temperaturer. Planeter av denna klass har solida moln som består av järnånga och silikater. På grund av närvaron av sådana moln är planeternas albedo ganska hög och är 0,55. Klass V inkluderar de kända kortperiodiska heta Jupiter. Sådana planeter är så nära sina stjärnor att de inte bara reflekterar stjärnans ljus intensivt, utan också lyser rödorange själva. Sådana planeter kan hittas med terrestra teleskop, och teoretiskt sett skulle de kunna observeras visuellt om stjärnan som innehåller en sådan planet har en skenbar ljusstyrka under +4,5 m. Men i praktiken kommer planeterna inte att vara synliga, eftersom deras ljus kommer att dämpas av moderstjärnans ljusstyrka. [12] Färgen på sådana planeter är gröngrå. Ganska många planeter av denna klass är kända, eftersom de är lättare att upptäcka. I solsystemet skulle en planet av denna klass behöva befinna sig på ett avstånd av cirka 0,04 AU. från solen. Den mest kända planeten (och den första som upptäcktes i vanliga, "normala" stjärnor) i denna klass är 51 Pegasus b . [3]