수다르스키의 거대 가스 분류

Sudarsky's gas giant classification
Celestia에서 사용되는 수다르스키 분류.
Class I gas giant
클래스 I
Class II gas giant
클래스 Ⅱ
Class III gas giant
클래스 Ⅲ
Class IV gas giant
클래스 Ⅳ
Class V gas giant
클래스 V

온도에 따라 가스 거인의 모습을 예측하기 위한 목적으로 수다르스키의 가스 거인 분류는 데이비드 수다르스키와 동료들에 의해 논문 알베도와 외계 거대[1] 행성의 반사 스펙트럼에서 개요를 설명되었고, 외계 거대 행성의 이론적 스펙트럼과 대기에서 확장되었습니다.[2] 외계 행성 대기의 직간접적인 관측이 성공적으로 이루어지기 전에 출판되었습니다. 그것은 풍부한 다양한 외계 가스-거성 대기에 질서를 가져오는 것을 목표로 하는 광범위한 분류 체계입니다.

가스 거인은 모델링된 물리적 대기 특성에 따라 5개의 클래스(로마 숫자를 사용하여 번호)로 나뉩니다. 태양계에서는 목성과 토성만이 수다르스키 분류에 속하며 둘 다 클래스 I입니다. 가스 거인이 아닌 행성의 출현은 수다르스키 시스템으로 예측할 수 없습니다. 예를 들어 지구, 금성과 같은 지구형 행성이나 천왕성(14 지구 질량), 해왕성(17 지구 질량)과 같은 얼음 거인.[citation needed]

배경

외계 행성의 출현은 직접적인 관측이 어렵기 때문에 대부분 알려지지 않았습니다. 또한 태양계 행성과의 유사성은 알려진 외계 행성 중 일부에도 적용될 수 있는데, 대부분은 뜨거운 목성과 같은 우리 행성과 완전히 다르기 때문입니다.

항성을 통과하는 천체는 분광학적으로 지도화될 수 있는데, 예를 들어 HD 189733 b입니다.[3] 그 행성은 0.14보다 큰 알베도(밝은)를 가진 푸른색으로 더 드러났습니다.[4] 대부분의 행성들은 크고 가까운 궤도를 돌고 있는 "뜨거운 목성"이었습니다.

보이지 않는 외계 행성의 모습에 대한 추측은 현재 그러한 행성의 가능성 있는 대기에 대한 계산 모델, 예를 들어 대기 온도-압력 프로파일과 구성이 다양한 정도의 일사량에 어떻게 반응하는지에 의존합니다.

행성급

클래스 I: 암모니아 구름

목성과 토성, 수다르스키 1급 가스 거인 두 명.

이 부류의 가스 거인들은 암모니아 구름에 의해 지배되는 모습을 가지고 있습니다. 이 행성들은 행성계의 바깥쪽 영역에서 발견됩니다. 이들은 약 150 K (-120 °C; -190 °F) 미만의 온도에서 존재합니다. 태양과 같은 별 주위를 도는 I급 행성의 예상 본드 알베도는 0.[6]57인데 비해 목성은[5] 0.343, 토성은 0.342입니다. 불일치는 요비아 대기의 색운을 담당하는 톨린이나 인과 같은 비평형 응축수를 고려하여 부분적으로 설명할 수 있으며 계산에서 모델링되지 않습니다.

I급 행성의 온도는 시원한 별이나 먼 궤도를 필요로 합니다. 전자는 별이 너무 어두워서 보이지 않을 수 있다는 것을 의미할 수 있고, 후자는 궤도가 너무 커서 궤도의 완전한 "년"(cf)을 여러 번 관찰할 때까지 그 효과가 감지되지 않을 수 있다는 것을 의미할 수 있습니다. 케플러의 제3법칙). 슈퍼조비안의 질량이 증가하면 관측이 더 쉬워지겠지만, 목성과 비슷한 나이의 슈퍼조비안은 내부 가열이 더 많아져 더 높은 등급으로 밀려날 수 있습니다.

2015년 기준으로 큰곰자리 c와 d 47개는 1급 행성이 될 수 있습니다. 안드로메다자리 웁실론과 55 개의 암수도 I급 행성일 수 있습니다.

클래스 II: 물구름

II급의 가스 거인들은 너무 따뜻해서 암모니아 구름을 형성할 수 없습니다. 대신 그들의 구름은 수증기로 이루어져 있습니다. 이런 특징들은 온도가 약 250 K (-23 °C; -10 °F) 이하인 행성에서 예상됩니다.[2] 물 구름은 암모니아 구름보다 반사력이 크며, 태양과 비슷한 별 주위를 도는 II급 행성의 예상 본드 알베도는 0.81입니다. 비록 그러한 행성의 구름들이 지구의 구름들과 비슷할지라도, 대기는 여전히 주로 수소와 메탄과 같은 수소가 풍부한 분자들로 이루어져 있을 것입니다.

II급 행성의 예: HD 45364 b와 HD 45364 c, HD 28185 b, 글리제 876 b, 안드로메다자리 웁실론, 55 Cancrif, 큰곰자리 47 b, PH2b, 케플러-90 h, HD 10180 g.

클래스 III: 클라우드리스

약 350 K (170 °F, 80 °C)에서 800 K (980 °F, 530 °C) 사이의 평형 온도를 가진 가스 거인들은 구름을 형성할 대기 중에 적절한 화학 물질이 없기 때문에 지구 구름 덮개를 형성하지 않습니다.[2] (이들은 과도한 수소로 인해 금성과 같은 황산 구름을 형성하지 않을 것입니다.) 이 행성들은 대기 중의 레일리 산란과 메탄에 의한 흡수 때문에 특징 없는 청록색의 지구로 보이며, 목성 질량 버전의 천왕성과 해왕성처럼 보입니다. 반사 구름층이 없기 때문에 Bond albedo는 태양과 비슷한 항성 주위를 도는 III급 행성의 경우 0.12 정도로 낮습니다. 이들은 행성계의 내부 영역에 존재하며, 대략 수성의 위치와 일치합니다.

III급 행성으로는 HD 37124 b, HD 18742 b, HD 178911 Bb, 55 Cancric, Upsilon Andromedae c, Kepler-89e, CoRoT-9b, HD 205739 b, Pollux b가 있습니다. 700 K (화씨 800 °F, 430 °C) 이상에서는 황화물과 염화물이 해왕성 같은 구름을 제공할 수 있습니다.[2]

클래스 IV: 알칼리 금속

900 K (630 °C/1160 °F) 이상에서 일산화탄소는 거대 가스 기업의 대기에서 지배적인 탄소 운반 분자가 됩니다. 또한 가스 거인의 스펙트럼에서는 나트륨과 칼륨의 스펙트럼선과 같은 알칼리 금속의 존재가 크게 증가하고 나트륨과 칼륨의 스펙트럼선이 두드러질 것으로 예상됩니다. 이 행성들은 대기 깊은 곳에서 규산염과 철의 구름층을 형성하지만, 이것이 그들의 스펙트럼에 영향을 미칠 것으로 예측되지는 않습니다. 태양과 비슷한 항성 주위를 도는 등급 IV 행성의 Bond albedo는 알칼리 금속에 의한 강한 흡수 때문에 0.03으로 매우 낮을 것으로 예측됩니다. IV등급과 V등급의 가스 거인을 뜨거운 목성이라고 합니다.

암탉 55마리는 IV등급 행성으로 등재되었습니다.[2]

1300 K (1000 °C)의 HD 209458 b는 오차 한계 내에서 0의 기하학적 알베도를 갖는 또 다른 행성이 될 것입니다. 그리고 2001년 NASA는 예측보다 적지만 대기 중 나트륨이 이동하는 것을 목격했습니다. 이 행성은 너무 많은 열을 흡수하는 상부 구름층을 가지고 있어서 그 아래에는 비교적 시원한 성층권이 있습니다. 이 어두운 구름의 구성은 적색 왜성과 유사하게 타이타늄/바나듐 산화물(때로는 TiVO)로 추정되지만, 실제 구성은 아직 알려지지 않았습니다. 수다르스키처럼 될 수도 있습니다.[7][8]

HD 189733 b는 측정 온도가 920~1200 K(650~930 °C)로 IV 등급이기도 합니다. 그러나 2007년 말 이 별은 짙은 파란색으로 측정되었으며 알베도는 0.14 이상(아마도 "핫스팟"이 더 밝게 빛났기 때문일 것입니다). 성층권은 아직 확정적으로 증명된 바가 없습니다.

TrES-2b는 가장 낮은 알베도로 측정되었으며, 따라서 클래스 IV로 나열되었습니다.

클래스 V: 규산염 구름

1400 K (2100 °F, 1100 °C) 이상의 가장 뜨거운 가스 행성이나 목성보다 낮은 중력을 가진 더 차가운 행성의 경우 규산염과 철 구름 갑판이 대기권 높이에 있을 것으로 예상됩니다. 태양과 비슷한 별 주위의 V등급 행성의 예상 Bond albedo는 구름 갑판에 의한 반사로 인해 0.55입니다. 이러한 온도에서 가스 거인은 열복사로 인해 붉게 빛날 수 있지만 반사되는 빛은 일반적으로 열복사를 압도합니다. 겉보기 등급이 4.50 미만인 별의 경우, 이론적으로 그러한 행성은 우리의 기구로 볼 수 있습니다.[9] 이러한 행성의 예로는 51 페가수스자리 b와 안드로메다자리 [2]웁실론 b가 있습니다. HAT-P-11b와 케플러 망원경에 의해 발견된 다른 외계 가스 거인들은 케플러-7b, HAT-P-7b 또는 케플러-13b와 같은 가능한 등급 V 행성일 수 있습니다.

참고 항목

참고문헌

  1. ^ Sudarsky, D.; Burrows, A.; Pinto, P. (2000). "Albedo and Reflection Spectra of Extrasolar Giant Planets". The Astrophysical Journal. 538 (2): 885–903. arXiv:astro-ph/9910504. Bibcode:2000ApJ...538..885S. CiteSeerX 10.1.1.316.9833. doi:10.1086/309160.
  2. ^ a b c d e f Sudarsky, D.; Burrows, A.; Hubeny, I. (2003). "Theoretical Spectra and Atmospheres of Extrasolar Giant Planets". The Astrophysical Journal. 588 (2): 1121–1148. arXiv:astro-ph/0210216. Bibcode:2003ApJ...588.1121S. doi:10.1086/374331.
  3. ^ "First Map of Alien World". Archived from the original on October 16, 2007. Retrieved November 23, 2007.
  4. ^ Berdyugina, Svetlana V.; Andrei V. Berdyugin; Dominique M. Fluri; Vilppu Piirola (20 January 2008). "First detection of polarized scattered light from an exoplanetary atmosphere" (PDF). The Astrophysical Journal. 673 (1): L83. arXiv:0712.0193. Bibcode:2008ApJ...673L..83B. doi:10.1086/527320. Archived from the original (PDF) on 17 December 2008.
  5. ^ 주피터 팩트시트
  6. ^ 새턴 팩트시트
  7. ^ Ivan Hubeny; Adam Burrows (2008). "Spectrum and atmosphere models of irradiated transiting extrasolar giant planets". Proceedings of the International Astronomical Union. 4: 239. arXiv:0807.3588. Bibcode:2009IAUS..253..239H. doi:10.1017/S1743921308026458.
  8. ^ Ian Dobbs-Dixon (2008). "Radiative Hydrodynamical Studies of Irradiated Atmospheres". Proceedings of the International Astronomical Union. 4: 273. arXiv:0807.4541. Bibcode:2009IAUS..253..273D. doi:10.1017/S1743921308026495.
  9. ^ Leigh C.; Collier C. A.; Horne K.; Penny A.; James D. (2003). "A new upper limit on the reflected starlight from Tau Bootis b.". MNRAS. 344 (4): 1271. arXiv:astro-ph/0308413. Bibcode:2003MNRAS.344.1271L. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06901.x.

외부 링크