Типы экзопланет

С начала работы (октябрь 2005 года) и до недавнего времени (июнь 2007 года) на сайте Планетные системы была представлена другая сетка типов экзопланет, во многом позаимствованная у создателя сайта Extrasolar Visions Джона Ватмоуга (John Whatmough). Однако с осени 2005 года появилось много новых данных, которые вынудили меня полностью пересмотреть сетку типов. По совету Михаила Седых я отказалась от описательного подхода, когда тип планеты однозначно включал в себя такой заранее неизвестный параметр, как химический состав верхнего слоя облаков, и перешла к созданию жесткой сетки, мало зависящей от наших предположений. Теперь тип экзопланеты определяется двумя параметрами – ее массой и температурным режимом.

По массе все планеты делятся на 3 типа: гиганты (такие, как Юпитер и Сатурн), нептуны (такие, как Уран и Нептун) и планеты земного типа, или земли (такие, как Земля и Венера). Граница между гигантами и нептунами проходит по линии появления в недрах планет металлического водорода (около 60 масс Земли или 0.19 масс Юпитера). Граница между нептунами и землями довольно условно проведена по 7 массам Земли (просто потому, что Уран с его 14 массами Земли – еще явный нептун, а Земля – уже явно планета земного типа). Возможно, в интервале 3-10 масс Земли существуют планеты, чьи свойства резко отличаются как от свойств нептунов, так и от свойств планет земного типа, но пока они реально не открыты, не будем умножать сущности сверх необходимых.
Между планетами-гигантами, с одной стороны, и нептунами, с другой, существует много важных отличий помимо массы. Так, химический состав планет-гигантов близок к звездному химическому составу, т.е. они состоят преимущественно из водорода и гелия с небольшой (несколько процентов) примесью тяжелых элементов. Нептуны же состоят в основном из льдов (водяного льда, метана, аммиака и сероводорода) с заметной примесью скальных пород (силикатов и алюмосиликатов), количество водорода и гелия в их составе не превышает 15-20%. Наконец, планеты земного типа лишены не только водорода и гелия, но в значительной степени и льдов, и состоят в основном из силикатов с примесью железа.

Просуммируем свойства планет в зависимости от их массы.
1. Планеты-гиганты, масса в интервале от 0.19 до 13 масс Юпитера. Отличаются почти звездным химическим составом, т.е. состоят в основном из водорода и гелия. Быстро вращаются. Из-за колоссального давления в недрах планеты водород переходит в металлическую фазу (или, другими словами, становится вырожденным). Радиус планет, начиная от 0.3 масс Юпитера и до границы коричневых карликов (13 масс Юпитера), близок к радиусу Юпитера, или примерно в 10-11 раз превышает радиус Земли. Исключение составляют т.н. “горячие юпитеры” – планеты-гиганты, расположенные близко к своей звезде и имеющие эффективную температуру выше 1000К. Сильно нагретая светом близкой звезды, их атмосфера расширяется, увеличивая видимый радиус планеты до 1-1.4 радиуса Юпитера. Средняя плотность гигантов меняется от 0.28 г/куб.см (самые разреженные горячие юпитеры) до 12 г/куб.см (самые массивные планеты-гиганты в 10-12 масс Юпитера). Вторая космическая скорость этих планет превышает 37 км/сек и составляет обычно 45-70 км/сек. Скорее всего, все планеты-гиганты имеют сильное магнитное поле, усиливающееся с ростом массы планеты.
В Солнечной системе планеты-гиганты – Юпитер и Сатурн.

2. Нептуны, масса в интервале от 7 до 60 масс Земли (0.022 – 0.19 масс Юпитера). Состоят большей частью из льдов (водяного, аммиачного, метанового, сероводородного) и скальных пород, составляющих примерно четверть полной массы планеты. Доля водорода и гелия в составе планеты не превышает 15-20%. Давление в недрах недостаточно для перехода водорода в металлическую фазу. Радиус близок к 4 радиусам Земли. Средняя плотность составляет 1.3-2.2 г/куб.см., вторая космическая скорость 18-30 км/сек. Магнитное поле сильно отличается от дипольного (например, планета может иметь два северных и два южных полюса).
В Солнечной системе нептуны – Уран и Нептун.

3. Планеты земного типа, масса меньше 7 масс Земли. Состоят в основном из силикатов (скальная компонента) и железа. Средняя плотность 3.5-6 г/куб.см. Радиус меньше 2 радиусов Земли.
В Солнечной системе планеты земного типа – Меркурий, Венера, Земля и Марс.

Конечно, границы между типами не резкие, и возможны всякие промежуточные случаи. Так, планета с массой 5 масс Земли, сформировавшаяся за снеговой линией и потом мигрировавшая внутрь системы, будет иметь химический состав, среднюю плотность и внешний вид нептуна, а планета с массой 7 масс Земли, образовавшаяся во внутренней части богатого пылью газопылевого диска, может состоять из железа и силикатов и быть гигантской планетой земного типа.

По степени нагрева светом родительской звезды планеты делятся на 7 типов:
горячие R/Rэф < 0.1 очень теплые 0.1 < R/Rэф < 0.4 теплые 0.4 < R/Rэф < 0.8 прохладные 0.8 < R/Rэф < 1.3 холодные 1.3 < R/Rэф < 3 очень холодные 3 < R/Rэф < 12 ледяные R/Rэф > 12
Здесь R – большая полуось орбиты планеты, Rэф – радиус эффективной земной орбиты.
Согласно этой классификации, Юпитер и Сатурн являются очень холодными гигантами, Земля – прохладной землей, Венера – теплой землей, а Уран – ледяным нептуном.

Остановимся на температурном делении подробнее.
Горячие планеты
Очень теплые планеты
Теплые планеты
Прохладные планеты
Холодные планеты
Очень холодные планеты
Ледяные планеты

Горячими гигантами, нептунами или землями называются планеты, для которых R/Rэф < 0.1. Таких планет на 1 августа 2007 года известно 53, 22 из них являются транзитными. Планета с наименьшим из известных значением R/Rэф - горячий гигант OGLE-TR-113 b, для которого R/Rэф = 0.013. Газовые гиганты, приблизившиеся к своей звезде ближе примерно 0.01 а.е., переполняют свою полость Роша и быстро разрушаются приливными силами. Наиболее изученным типом среди горячих планет являются горячие гиганты, часто еще называемые горячими юпитерами. Первой экзопланетой, открытой в 1995 году у нормальной (не нейтронной) звезды была 51 Pegasi b - типичный горячий гигант. В 1999 году был обнаружен первый транзит горячего гиганта по диску своей звезды. Это был HD 209458 b (он же Озирис). Относительно высокая вероятность транзитной конфигурации у горячих планет привела к открытию 16 транзитных горячих гигантов. Свойства транзитных горячих гигантов представлены в таблице. К настоящему моменту было предпринято несколько попыток определить альбедо горячих гигантов. Ни одна из этих попыток не увенчалась успехом, были получены только верхние пределы. Так, с помощью канадского спутника МОСТ был получен верхний предел на альбедо Озириса - 25%, альбедо tau Bootis b оказалось меньше 39%, а альбедо HD 75289 b - меньше 12%. Судя по всему, горячие гиганты являются темными мирами, почти не отражающими свет своей звезды. Оценим эффективную температуру горячих планет на границе этого типа (R/Rэф = 0.1). Для альбедо 0.2 эффективная температура составит 833К, для альбедо 0 - 881К. Заметим, что, начиная примерно с 900К, тепловое излучение нагретого тела становится видимым человеческим глазом (как тусклое темно-вишневое свечение). Горячие планеты будут светиться собственным багровым светом, особенно хорошо заметном на ночной стороне планеты. Все горячие планеты, скорее всего, захвачены мощными приливными силами в орбитально-вращательный резонанс 1:1 и, подобно Луне по отношению к Земле, повернуты к своей звезде только одной стороной. С помощью орбитального инфракрасного телескопа им. Спитцера были измерены температуры "поверхности" нескольких горячих гигантов и определен температурный контраст между их "вечно ночным" и "вечно дневным" полушарием. Картина оказалась довольно неожиданной. Разница между температурами дневного и ночного полушария горячего гиганта Upsilon Andromedae b составила 1400К, причем температура ночного полушария этой планеты оказалась меньше 0С! Вместе с тем температурный контраст между полушариями горячего гиганта HD 189733 b оказался существенно меньше (около 250К), а "горячее пятно" оказалось заметно сдвинуто из подзвездной точки сильными экваториальными ветрами. Горячие гиганты 51 Пегаса, HD 209458 b и HD 179949 b и вовсе оказались равномерно раскаленными со средней температурой поверхности около 1200К. По всей видимости, такая картина возникает из-за разной скорости атмосферной циркуляции различных горячих гигантов. Если характерное время перемешивания атмосферы оказывается заметно больше времени высвечивания газом тепловой энергии, в подзвездной точке планеты образуется горячее пятно с температурой 1600К и выше, а противоположное полушарие заметно остывает. При уменьшении времени перемешивания (и росте скорости ветра) температурный контраст между полушариями уменьшается, а горячее пятно оказывается сдуто сильными экваториальными ветрами из подзвездной точки в направлении вращения планеты. При дальнейшем усилении ветра горячее пятно размазывается вдоль экватора планеты в раскаленное экваториальное течение, а наиболее прохладными областями на планете оказываются зоны полюсов, где формируются постоянные вихри циклонического типа. В этом случае скорость ветра на экваторе может достигать 3-4 км/сек. Наблюдения транзитного горячего гиганта HD 209458 b в линии атомарного водорода Лайман-альфа показали, что температура экзосферы планеты достигает 5-10 тыс. градусов. Планета медленно испаряется, теряя водород со скоростью примерно 10 тыс. тонн в секунду. За несколько миллиардов лет самые раскаленные горячие гиганты могут потерять заметную долю своей первоначальной массы. Отметим, что метана и аммиака в атмосферах горячих гигантов почти не будет. При температурах 1200К и выше химическое равновесие сдвигается в сторону образования угарного газа и молекулярного азота. Еще в газовой смеси будет присутствовать водяной пар и сероводород, а также газообразный металлический натрий (на уровне миллионных долей от количества молекулярного водорода). Натрий, углерод и кислород (в атомарном виде) действительно были обнаружены в экзосфере планеты HD 209458 b. По мере уменьшения массы планеты темп убегания водорода из ее атмосферы резко возрастает. Ультрафиолетовое излучение близкой звезды с энергией квантов больше 4.3 эв будет разлагать молекулы водорода на атомы, часть образовавшихся атомов водорода будет улетучиваться в межпланетное пространство. При температуре экзосферы 5000К средняя скорость атомов водорода составит 9.3 км/сек, и даже при температуре экзосферы 1200К (явно заниженное значение) эта скорость превысит 4.5 км/сек. Атмосфера устойчива в течение миллиардов лет, если средняя скорость атомов и молекул, ее составляющих, хотя бы в 6 раз ниже 2-й космической скорости. Это значит, что для устойчивости водорода в атмосфере горячей планеты ее вторая космическая скорость должна быть выше 56 км/сек (для температуры экзосферы 5000К) или хотя бы выше 27 км/сек (для температуры экзосферы 1200К). Вторая космическая скорость нептунов, как правило, ниже обоих этих значений. Это значит, что горячие нептуны будут в значительной степени (а может, и полностью) лишены водорода, и основной атмосферной составляющей таких планет будет гелий. Рассмотрим устойчивость гелия в атмосфере горячих планет. При температуре экзосферы 5000К средняя скорость одноатомной молекулы гелия составит 4.64 км/сек, при температуре 1200К - 2.3 км/сек. Критическое значение второй космической скорости, при которой гелий также будет рассеиваться, составит 28 км/сек (в первом случае) и 14 км/сек (во втором). Иначе говоря, самые близкие к своей звезде и горячие нептуны окажутся лишены не только водорода, но и гелия (особенно это касается планеты HD 219828 b, для которой R/Rэф = 0.028). В этом случае атмосфера планеты будет состоять из молекулярного азота, угарного газа и инертных газов, таких как неон и аргон. При оттоке водорода весьма вероятно фотохимическое образование сложных органических соединений типа полиароматических углеводородов, которые затянут атмосферу горячего нептуна плотным черным смогом. По аналогии с Титаном можно сказать, что диск планеты будет лишен деталей, а альбедо горячих нептунов, как и горячих гигантов, окажется очень низким. На данный момент не известно ни одной горячей земли, т.е. планеты, чья масса меньше 7 масс Земли и для которой R/Rэф < 0.1. Однако, возможно, в ближайшее время они будут открыты европейским спутником КОРОТ, запущенным на околоземную орбиту 27 декабря 2006 года. Этот спутник предназначен для изучения строения звездных недр методом астросейсмологии и открытия экзопланет методом наблюдения транзитов. В Солнечной системе нет ни одной горячей планеты. Так выглядят горячие гиганты с точки зрения разных художников. Tau Bootis b с точки зрения художника Джона Ватмоуга Возможно, они выглядят так Или так 51Pegasi b с точки зрения художника Джона Ватмоуга Область очень теплых планет простирается от 0.1 до 0.4 приведенных астрономических единиц (0.1 < R/Rэф < 0.4). Как уже говорилось, на нижней границе этой зоны (0.1 R/Rэф) эффективная температура планет достигает 840-880К, на верхней (0.4 R/Rэф) она в зависимости от альбедо планеты падает до 370-440К. Это практически все, что мы знаем об очень теплых гигантах. Возможно, они окутаны белыми облаками из галогенидов щелочных металлов (в основном хлорида натрия), а может, затянуты дымкой из гидридов магния и кальция. При температуре около 900К химическое равновесие углерода сдвигается в сторону преобладания метана, а не угарного газа, однако азот по-прежнему пребывает в виде молекулярного азота (а не в виде аммиака). Весьма вероятно, что зрелые планеты этого типа (возрастом несколько миллиардов лет) замедлили свое вращение под действием приливных сил, однако часть из них может быть и не захвачена в резонанс 1:1. На данный момент известен только один транзитный очень теплый нептун - это планета GJ 436 b (R/Rэф = 0.14). Его масса составляет 22.6 ± 1.9 масс Земли, радиус 4.2 ± 0.2 земных радиусов, средняя плотность равна 1.71 ± 0.31 г/куб.см, вторая космическая скорость близка к 26 км/сек. В зависимости от альбедо (которое пока неизвестно) его эффективная температура может составлять 630-700К. Прямое измерение температуры планеты с помощью космического инфракрасного телескопа им. Спитцера дало значение 712 ± 36К, что говорит о низком альбедо и/или дополнительном разогреве планеты приливными силами. Температура его экзосферы должна быть выше температуры экзосферы Земли (1500К), но ниже температуры экзосферы Озириса (5000К). Если грубо оценить ее в 3000К, то средняя скорость атомов водорода составит 7.2 км/сек, что всего в 3.6 раза меньше второй космической скорости. Весьма вероятно, что GJ 436 b уже потерял значительную долю водорода, и в его атмосфере преобладает гелий. Скорее всего, атмосфера планеты затянута темным органическим смогом. Возможно, очень теплый нептун выглядит примерно так На данный момент вне Солнечной системы известна только одна очень теплая земля, Gliese 876 d. Ее минимальная масса 5.7 масс Земли, она вращается вокруг близкого красного карлика Gliese 876 на расстоянии 0.021 а.е. (чуть больше 3 млн.км) и делает один оборот за 1.938 суток. Почти наверняка она захвачена в резонанс 1:1 и повернута к своей звезде только одной стороной. При R/Rэф = 0.13 ее эффективная температура составляет 650-770К в зависимости от альбедо. Плотная атмосфера может состоять из азота, углекислого и угарного газов, водяного пара и сероводорода. Весьма вероятно, что из-за сильного парникового эффекта температура поверхности этой планеты очень высока, а поверхность покрыта обширными лавовыми морями. Так выглядит поверхность планеты Gliese 876 d с точки зрения художника Алексея Корецкого Горячая или очень теплая земля в отсутствии атмосферы и при ее наличии (художник Алексей Корецкий). В Солнечной системе в область очень теплых планет попадает Меркурий (большая полуось орбиты 0.387 а.е.). Точнее, он находится вблизи внешней границы этой области, в перигелии погружаясь в нее достаточно глубоко (до 0.308 а.е.), а в афелии уходя в зону теплых планет (0.467 а.е.) Зона теплых планет простирается от 0.4 до 0.8 приведенных астрономических единиц (0.4 < R/Rэф < 0.8). Эффективная температура планет в этой области падает от примерно 400К на нижней границе области (0.4 R/Rэф) до 262К на верхней границе (0.8 R/Rэф). В случае солнечного химического состава атмосфера теплых гигантов будет чиста, прозрачна и практически лишена облаков на большую глубину. Из-за рэлеевского рассеяния света в прозрачной атмосфере диск теплого гиганта будет казаться синим, голубым или серо-голубым, подобно голубому небу на Земле. Ожидается, что альбедо таких планет будет достаточно высоким (0.4-0.5), особенно в коротковолновой части спектра. Так может выглядеть теплый гигант из-за рассеяния света в безоблачной прозрачной атмосфере Теплый гигант с точки зрения художника Джона Ватмоуга Теплый нептун будет уже достаточно прохладен, чтобы удержать водород в своей атмосфере. Весьма вероятно, что его атмосфера будет содержать несколько процентов метана, аммиака, водяного пара и сероводорода. Скорее всего, диск теплого нептуна, как и диск теплого гиганта, будет небесно-голубым и почти лишенным деталей, но вблизи верхней границы температурной зоны (около 0.8 R/Rэф) в районе полюсов уже возможны легкие облака из водяного льда. В сильно восстановительной (водородной) атмосфере планет-гигантов сера может присутствовать только в виде сероводорода, но в нейтральной (азотной) или окислительной (углекислой) атмосфере она может окислиться до сернистого газа или серной кислоты. Сравнительно маломассивные планеты земного типа, попавшие в температурный диапазон теплых планет, скорее всего, будут иметь атмосферу из углекислого газа с примесью азота и водяного пара и будут окутаны белыми облаками из серной кислоты. В зависимости от плотности и глубины атмосферы у таких планет может развиваться сильный (или не очень сильный) парниковый эффект, приводящий к высокой температуре на поверхности, значительно превышающей эффективную температуру. Типичный пример теплой земли - Венера. Температурная зона прохладных планет простирается от 0.8 до 1.3 приведенных астрономических единиц (0.8 < R/Rэф < 1.3) Это зона температурного оптимума, или обитаемая зона, по ее середине проходит эффективная земная орбита. Планеты-гиганты, находящиеся в этой зоне, скорее всего, будут окутаны облаками из водяного льда. При обилии кислорода (а значит, и воды) в составе таких планет облачность может быть сплошной, делая планету ярко-белой. При дефиците кислорода (например, на Юпитере по данным зонда Галилео количество кислорода составляет всего ~ 0.3 от количества кислорода на Солнце) облака из водяного льда будут формироваться только в зонах апвеллинга, при подъеме воздушных масс из глубины. В местах опускания воздушных масс атмосфера будет слишком теплой и сухой для появления облаков, и рэлеевское рассеяние света в прозрачной атмосфере окрасит эти области в голубой цвет. В результате такая планета примет характерный полосатый вид подобно полосатому виду Юпитера, только цвет полос будет белым и голубым. Эффективная температура прохладных гигантов будет меняться примерно от 270 до 200К (для сравнения, эффективная температура Земли 253К). Прохладные нептуны, состоящие в основном из льдов, будут иметь в своем составе достаточно воды для формирования сплошной облачности из водяного льда, их альбедо ожидается высоким (на уровне альбедо Венеры, т.е. 60-70%) Прохладный гигант с точки зрения художника Джона Ватмоуга. На переднем плане - возможный крупный спутник со следами тектонических процессов Прохладные земли - климатические аналоги Земли. Предполагается, что атмосфера прохладных земель (как и других планет земного типа) имеет вторичное происхождение из вулканических газов. При базальтовом вулканизме в состав вулканических газов входят в первую очередь водяной пар, углекислый газ, сернистый газ и кислые дымы (хлороводород, фтороводород), иногда присутствуют водород, метан и угарный газ. При невысокой температуре поверхности планеты водяной пар конденсируется, и в образующихся океанах растворяются углекислый газ, сернистый газ и галогеноводороды, образуя в результате карбонаты, сульфаты и хлориды (фториды и пр.) Таким образом, в отличие от атмосфер теплых земель, состоящих в основном из углекислого газа и создающих мощный парниковый эффект, атмосферы прохладных земель оказываются сравнительно тонкими и в основном азотными, подобно атмосфере Земли. Правда, пока неизвестно, насколько важную роль в этом процессе сыграла жизнь и существуют ли безжизненные прохладные земли с азотной (а не углекислой) атмосферой. Температурная зона холодных планет простирается от 1.3 до 3 приведенных астрономических единиц (1.3 < R/Rэф < 3). Эффективная температура в этой области будет меняться от 210К вблизи нижней границы зоны (1.3 Rэф) до 135К вблизи ее верхней границы (3 Rэф). Верхняя граница зоны холодных планет примерно совпадает со снеговой линией - расстоянием от звезды, далее которого возможно существование ледяных пылинок и водяного льда на поверхности безатмосферных небесных тел. Ближе снеговой линии лед в отсутствии атмосферы достаточно быстро сублимирует (испаряется). При солнечном химическом составе при 180-200К в атмосферах холодных гигантов будет конденсироваться гидросульфид аммония NH4SH - вещество, которым сложены бежевые облака Юпитера. Чистый гидросульфид аммония бесцветен, но под действием ультрафиолетового излучения он частично разлагается с образованием элементарной серы и полисульфидов, окрашиваясь в желтовато-бежево-коричневые тона. В зависимости от количества серы и азота в атмосфере холодного гиганта облака из гидросульфида аммония могут быть или сплошными, окутывая всю планету бежево-коричневым покрывалом, или возникать в зонах подъема воздушных масс над более низким слоем облаков из водяного льда - в этом случае планета будет выглядеть контрастно полосатой. Ожидается, что альбедо холодных гигантов будет достаточно высоким (40-60%). Возможный вид холодного гиганта с точки зрения Алексея Корецкого. Внешние облака планеты состоят из гидросульфида аммония. Внешний вид и состав внешнего слоя облаков холодного нептуна будет сильно зависеть от деталей его химического состава. При обилии азота он будет окутан белыми облаками из замерзшего аммиака, при обилии серы - покрыт облаками из гидросульфида аммония. При резком преобладании серы над азотом возможно образование облаков из жидких капелек сероводорода. Облака из водяного льда уходят в глубину и больше не видны из космоса. В Солнечной системе в зону холодных планет попадает Марс и главный пояс астероидов. Температурная зона очень холодных планет простирается от 3 до 12 приведенных астрономических единиц (3 < R/Rэф < 12). Эффективная температура в этой области будет меняться примерно от 135К до 70К. Очень холодные гиганты, скорее всего, будут окутаны облаками из замерзшего аммиака. В атмосфере Юпитера аммиак конденсируется при температуре 140-150К и давлении 0.75 атм. На Сатурне основной слой аммиачных облаков расположен при температуре около 150К и давлении 1.4 атм., однако выше находится надоблачная дымка (из мелких кристаллов аммиака), плотная над экватором и редеющая к полюсам. По всей видимости, все планеты-гиганты в интервале расстояний от 5 до 9 приведенных астрономических единиц будут окутаны светло-светло-бежевыми облаками из замерзшего аммиака. Вблизи нижней границы очень холодных гигантов (Rэф ~ 3-5) аммиак будет конденсироваться только вблизи тропопаузы, в восходящих воздушных потоках. В нисходящих потоках воздух будет слишком теплым и сухим для образования аммиачных облаков, и там из космоса будут видны более низкие облака из гидросульфида аммония. В результате планета-гигант будет выглядеть контрастно-полосатой подобно Юпитеру. При увеличении эффективного расстояния температура планет будет падать, и аммиачные облака станут сплошными (подобно аммиачным облакам Сатурна). Вблизи верхней границы зоны очень холодных гигантов (Rэф ~ 12) аммиачные облака уходят в глубину, и диск планеты окрашивается голубым из-за рэлеевского рассеяния света в холодной прозрачной атмосфере. Возможный вид очень холодного гиганта. Внешние облака планеты состоят из замерзшего аммиака Очень холодные нептуны, скорее всего, также будут покрыты облаками из замерзшего аммиака. Альбедо очень холодных нептунов, скорее всего, будет высоким: 50-70%. В настоящее время известна только одна планета с массой, меньшей 7 масс Земли, и попадающая в интервал очень холодных планет - это спутник Сатурна Титан. По аналогии с Титаном можно сказать, что очень холодные земли будут сложены примерно напополам из силикатов и водяного льда, обладать развитым криовулканизмом, иметь преимущественно азотную атмосферу и развитую "гидросферу", в которой роль воды будут играть жидкие углеводороды метан и этан. Фотохимические процессы с участием метана и азота (при оттоке из атмосферы водорода) приведут к образованию плотного смога из толинов и, возможно, других углеводородных полимеров. В Солнечной системе очень холодные гиганты - Юпитер и Сатурн. Температурная зона ледяных планет простирается от 12 приведенных астрономических единиц (R/Rэф > 12). Эффективная температура в этой области меньше 70К. При такой температуре конденсируются большинство газов, кроме водорода, гелия и неона. Впрочем, сравнительно высокое давление насыщенных паров азота ниже тройной точки азота (63К) позволит небольшим телам иметь разреженную азотную атмосферу и при более низкой температуре.
Начиная с 11-12 приведенных астрономических единиц и до R/Rэф ~ 30 атмосфера ледяных гигантов будет лишена облаков. Облака из замерзшего аммиака погрузятся достаточно глубоко внутрь атмосферы, туда, где температура воздуха будет близка к 140-150К. Вместе с тем, из-за небольшого количества метана (доли процента) “метановая влажность” будет недостаточна для образования облаков из замерзшего метана. Из-за рэлеевского рассеяния света в чистой атмосфере диски таких планет будут серо-синими или темно-серо-голубыми. Ледяные нептуны также будут иметь чистую прозрачную атмосферу и бирюзово-голубой или синий цвет, но, в отличие от ледяных гигантов, на них возможно образование белых облаков из замерзшего метана. Основной слой облаков на этих планетах, в зависимости от химического состава, может состоять из аммиака или замерзшего сероводорода и располагаться на уровне давления в несколько атмосфер.
В Солнечной системе известны два ледяных нептуна – Уран и Нептун.

Источник: allplanets.ru