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萨达斯基气态巨行星分类法

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天文模拟软件Celestia中萨达斯基分类法的五型系外行星想像图
Class I
第一型（Class I）
Class II
第二型（Class II）
Class III
第三型（Class III）
Class IV
第四型（Class IV）
Class V
第五型（Class V）

萨达斯基气态巨行星分类法（Sudarsky's gas giant classification）是一个基于太阳系外行星中的气体巨行星表面温度呈现的外观发展出的的理论分类模型。该模型由天文学家大卫·萨达斯基等人在论文《Albedo and Reflection Spectra of Extrasolar Giant Planets》中首次提出[1]，并在另一篇论文《Theoretical Spectra and Atmospheres of Extrasolar Giant Planets》中扩展其内容[2]。而以上两篇论文都在直接或间接成功观测到太阳系外行星以前发表。这个模型被广泛使用以表示太阳系外的气体巨行星大气层的多种形式。

在这个分类法中气体巨行星基于大气层组成的模式被分成五型（以罗马数字表示）。在我们的太阳系中木星和土星属于本分类法的第一型（Class I）。 本分类法并不适用于气体巨行星以外的行星，例如类地行星地球、HD 85512 b（3.6倍地球质量）、OGLE-2005-BLG-390Lb（5.5倍地球质量）或巨冰行星天王星（14倍地球质量）和海王星（17倍地球质量）。

背景

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大部分的太阳系外行星因为难以直接观察，其表面状况大多无法得知。此外，太阳系目前只有少数状况可以应用到已知的太阳系外行星上，因为大多数系外行星的状况和太阳系内的状况完全不同，例如热木星。

会对母恒星产生凌日现象的行星或许可以拍摄其光谱，例如HD 189733 b[3]。该行星进一步显示它是偏蓝的，而它的反照率超过0.14[4]。大多数的凌日行星都是热木星。

目前无法直接观测的系外行星状态推测，例如大气压和温度、组成都是借着电脑模型处理，并且与母恒星的照射量相关。

分类

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第一型（Class I）：氨云

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木星，本分类法中的第一型行星

本型中的行星外观主要是氨为成分的云。这些行星可在行星系统的外缘找到，必须在150 K以下的状态下才会形成。环绕类似太阳恒星的这型行星其预测球面反照率（Bond albedo）是0.57，而木星的值是0.343[5]、土星的值是0.342[6]。反照率差异的原因有部分可以归结到非平衡的凝聚物，例如托林（Tholin）或磷，而这些造成木星大气中彩色云层的化合物是不在模型计算中的。

第一型行星的温度状态必须要在低温恒星或近日点距离母恒星远的轨道上。前者可能过于暗淡而无法观测，后者可能轨道周期长达数年而不明显（参见开普勒第三定律）。比木星更大的行星可能有足够的质量以增加其被观测到的机会，但这样的行星如果年龄和木星相当，就可能会有足够的内热使其变成其它型行星。

萨达斯基的论文于2000年发表时只有木星和土星是第一型行星[1]。巨蟹座55d可能也是第一型。

第二型（Class II）：水蒸气云

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第二型行星温度过高无法形成氨云，其上的云是由水蒸气组成。模型中这种行星温度上限是250 K[2]。水蒸气云比氨云能反射更多辐射能，因此球面反照率较第一型行星高，环绕类似太阳恒星的这型行星反照率预测值是0.81、即使在这型行星上的云可能与地球相似，大气层组成仍以氢和甲烷等富含氢的分子为主。

萨达斯基原始论文分类法中，可能符合第二型行星标准的系外行星是大熊座47b和仙女座υd（注意仙女座υd的真实质量是明显高于假设质量）。

第三型（Class III）：无云

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行星表面的平衡温度在350 K到800 K之间时就不会有行星尺度的云覆盖，因为大气层中缺乏适合形成云的化学物质[2]。这类行星可能会因为瑞利散射和大气层中甲烷的吸收，表面会完全是蓝色的，就像是质量与木星相当的天王星和海王星。因为缺乏可以反射辐射的云层，球面反射率并不高，在类太阳行星周围的话预期反照率只有0.12。这类行星存在于行星系靠近母恒星处，相当于水星在太阳系中的距离。

在萨达斯基论文中可能的第三型行星例子有格利泽876b和仙女座υc。温度高于700 K时硫化物和氯化物可能会形成类似卷云的云[2]。

第四型（Class IV）：碱金属云

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温度高于900 K时，一氧化碳在大气层中会变成含量占主导地位的含碳分子（高于甲烷）。此外，钠等碱金属会大幅增加，而在行星的光谱中预期会出现大量钠和钾的谱线。这些行星在大气层深处的云是由硅酸盐和铁形成的，但深处云层并不会影响行星的光谱。这种行星反照率相当低，在类太阳恒星旁预期反照率只有0.03，因为碱金属会大量吸收辐射。第四型和第五型行星就是热木星。

巨蟹座55b是预期的第四型行星[2]。

HD 209458 b的温度达到1300 K，也是预期的第四型行星，几何反照率甚至达到误差极限，0。2001年 NASA 在该行星凌日时探测到钠，但含量少于预期。该行星的上层云层吸收了大量热能，因此平流层温度相对较低。在模型中较暗的云是由钛或钒的氧化物组成（有时缩写为 "TiVO"），相当于光谱形式为M型的红矮星，但实际组成成分仍不明，不过可能会符合萨达斯基的预测[7][8]。

HD 189733 b的表面温度大约是920 K到1200 K，也属于第四型行星。但在2007年底发现该行星是深蓝色的，且反照率达到0.14（可能是因为发亮的热点）。目前的结论是该行星没有平流层。

TrES-2是目前已知反照率最低的行星，属于第四型。

第五型（Class V）：硅酸盐云

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在表面温度高于1400K的系外行星，或者温度较低但表面重力较木星低时，硅酸盐和铁就会在大气层高层形成云层。第五型行星的球面反照率在类太阳行星旁预期是0.55，是因为云层能反射大量辐射。如此温度下的行星会因为热辐射而泛红。如果恒星的光学视星等在4.50等以下，理论上就可以用现有仪器在可见光波段下观测到这类行星[9]。第五型行星的例子可能就是飞马座51b[2]。HAT-P-11b和其他开普勒太空望远镜找到的热木星可能属于第五型。

参见

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参考文献

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  1. ^ 1.0 1.1 Sudarsky, D., Burrows, A., Pinto, P. Albedo and Reflection Spectra of Extrasolar Giant Planets. The Astrophysical Journal. 2000, 538 (2): 885–903 [2012-02-18]. Bibcode:2000ApJ...538..885S. arXiv:astro-ph/9910504 可免费查阅. doi:10.1086/309160. （原始内容存档于2020-04-11）. 
  2. ^ 2.0 2.1 2.2 2.3 2.4 2.5 Sudarsky, D.; Burrows, A.; Hubeny, I. Theoretical Spectra and Atmospheres of Extrasolar Giant Planets. 天文物理期刊. 2003, 588 (2): 1121–1148. Bibcode:2003ApJ...588.1121S. arXiv:astro-ph/0210216 可免费查阅. doi:10.1086/374331. 
  3. ^ Image ssc2007-09a. [2012-02-18]. （原始内容存档于2007-10-16）. 
  4. ^ Berdyugina, Svetlana V.; Andrei V. Berdyugin, Dominique M. Fluri, Vilppu Piirola. First detection of polarized scattered light from an exoplanetary atmosphere (PDF). The Astrophysical Journal. 20 January 2008, 673: L83 [2012-02-18]. Bibcode:2008ApJ...673L..83B. doi:10.1086/527320. （原始内容 (PDF)存档于2008-12-17）. 
  5. ^ Jupiter Fact Sheet. [2012-02-18]. （原始内容存档于2011-10-05）. 
  6. ^ Saturn Fact Sheet. [2012-02-18]. （原始内容存档于2011-08-21）. 
  7. ^ Ivan Hubeny; Adam Burrows. Spectrum and atmosphere models of irradiated transiting extrasolar giant planets. 2008. arXiv:0807.3588v1 可免费查阅 [astro-ph]. 
  8. ^ Ian Dobbs-Dixon. Radiative Hydrodynamical Studies of Irradiated Atmospheres. 2008. arXiv:0807.4541v1 可免费查阅 [astro-ph]. 
  9. ^ LEIGH C., COLLIER CAMERON A., HORNE K., PENNY A. & JAMES D., 2003 "A new upper limit on the reflected starlight from Tau Bootis b." MNRAS,344, 1271

外部链接

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