La clasificación de Sudarsky de los gigantes gaseosos con el fin de predecir su apariencia en función de su temperatura fue descrita por David Sudarsky y sus colegas en el artículo Albedo and Reflection Spectra of Extrasolar Giant Planets [1] y ampliada 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 cuyo objetivo es poner algo de orden en la probable y rica variedad de atmósferas de gigantes gaseosos extrasolares.
Los gigantes gaseosos se dividen en cinco clases (numeradas con números romanos ) según sus propiedades atmosféricas físicas modeladas. En el Sistema Solar, solo Júpiter y Saturno están dentro de la clasificación de Sudarsky, y ambos son de Clase I. La apariencia de los planetas que no son gigantes gaseosos no puede predecirse mediante el sistema Sudarsky, por ejemplo, planetas terrestres como la Tierra y Venus , o gigantes de hielo como Urano (14 masas terrestres) y Neptuno (17 masas terrestres). [ cita requerida ]
La aparición de planetas extrasolares es en gran parte desconocida debido a la dificultad de realizar observaciones directas. Además, las analogías con los planetas del Sistema Solar pueden aplicarse a pocos 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 su estrella pueden ser mapeados 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 mapeados de esta manera han sido "Júpiter calientes" grandes y de órbita cercana.
La especulación sobre la aparición de planetas extrasolares invisibles se basa actualmente en modelos computacionales de la probable atmósfera de dicho planeta, por ejemplo, cómo el perfil de temperatura y presión atmosférica y la composición responderían a distintos grados de insolación .
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 previsto de un planeta de clase I alrededor de una estrella como el Sol es de 0,57, en comparación 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 de no 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. La primera puede significar que la(s) estrella(s) son demasiado tenues para ser visibles, mientras que la segunda puede significar que las órbitas son tan grandes que su efecto es demasiado sutil para ser detectado hasta que varias observaciones de esas órbitas completen "años" (cf. Tercera ley de Kepler ). La mayor masa de los 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.
Los gigantes gaseosos de clase II son demasiado cálidos para formar nubes de amoníaco; en cambio, sus nubes están formadas por vapor de agua . Estas características son esperadas para planetas con temperaturas inferiores a 250 K (−23 °C; −10 °F). [2] Las nubes de agua son más reflectantes que las nubes de amoníaco, y el albedo de Bond previsto 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 seguiría estando compuesta principalmente de hidrógeno y moléculas ricas en hidrógeno como el metano .
Sudarsky et al. enumeraron a Ægir , Majriti y Lipperhey como posibles planetas de clase II. [2]
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 sustancias químicas adecuadas en la atmósfera para formar nubes. [2] (No formarían nubes de ácido sulfúrico como Venus debido al exceso de hidrógeno). Estos planetas aparecerían como globos azul celeste sin rasgos distintivos debido a la dispersión de Rayleigh y la absorción por metano en sus atmósferas, pareciendo 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, que corresponden aproximadamente a la ubicación de Mercurio .
Sudarsky et al. clasificaron a Samh , Gliese 876 b y Gliese 876 c como posibles planetas de clase III. [2] Por encima de 700 K (800 °F, 430 °C), los sulfuros y cloruros podrían proporcionar nubes similares a cirros . [2]
Por encima de los 900 K (630 °C/1160 °F), el monóxido de carbono se convierte en la molécula dominante que transporta carbono en la atmósfera de un gigante gaseoso (en lugar del 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 a su espectro. Se predice que el albedo de Bond 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 metales alcalinos. Los gigantes gaseosos de clases IV y V se conocen como Júpiter calientes .
Sudarsky et al. clasificaron a Galileo como un posible planeta de clase IV. [2]
HD 209458 b a 1300 K (1000 °C) sería otro planeta de este tipo, 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 de nubes superior que absorbe tanto calor que debajo de ella hay una estratosfera relativamente fría . La composición de esta nube oscura, en los modelos, se supone que es óxido de titanio/vanadio (a veces abreviado "TiVO"), por analogía con las enanas rojas, pero su verdadera composición aún se desconoce; bien podría ser según Sudarsky. [7] [8]
En el caso de 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 prevé que las capas de nubes de silicato y hierro se encuentren en lo alto de la atmósfera. El albedo de Bond previsto de un planeta de clase V alrededor de una estrella similar al Sol es de 0,55, debido a la reflexión de las capas de nubes. A tales temperaturas, un gigante gaseoso puede brillar rojo por la radiación térmica, pero la luz reflejada generalmente supera a la radiación térmica. Para las estrellas de magnitud aparente visual inferior a 4,50, dichos planetas son teóricamente visibles para nuestros instrumentos. [9] Sudarsky et al. enumeraron a Dimidium , Saffar , HD 209458 b y Tau Boötis b como posibles planetas de clase V. [2]