Tomado de Madhusudhan, Burrows y Currie (2011)
Descripción: los siguientes archivos de alquitrán son una colección de modelos espectrales encontrados y descritos en el documento presentado en el Astrophysical Journal titulado Modele atmósferas para gigantes gigantes gaseosos con nubes gruesas: aplicación a los planetas HR ~ 8799 “ por N. Madhusudhan, A. Burrows y T. Currie (2011). Hemos generado un nuevo y extenso conjunto de modelos masivos de atmósfera de planeta gigante y lo hemos utilizado para obtener ajustes a los datos fotométricos de los planetas HR ~ 8799b, cy d. Consideramos una amplia gama de modelos nublados y sin nubes. Los modelos nubosos incorporan diferentes grosores geométricos y ópticos, tamaños de partículas modales y metalicidades. Para cada planeta y conjunto de parámetros de nubes, exploramos cuadrículas en gravedad y temperatura efectiva, con las cuales determinamos las restricciones en la masa y edad del planeta. Nuestros nuevos modelos proporcionan ajustes estadísticamente significativos a los datos, y confirman de manera concluyente que los planetas HR 8799 tienen nubes mucho más gruesas que las requeridas para explicar los datos de las enanas típicas L y T. Ambos modelos con 1) nubes de forsterita físicamente gruesas y un tamaño de partícula modal de 60 – $ \ mu m $ y 2) nubes hechas de gotitas de hierro puro de tamaño 1 $ \ mu m $ y una sobresaturación del 1 \% coinciden con los datos. El rango de las mejores masas estimadas para HR 8799b, HR 8799c y HR 8799d se extiende conservativamente entre 2 y 12 M $ _ {J} $, 7–13 M $ _ {J} $ y 3–11 M $ _ {J} $, respectivamente e implican edades coevales entre $ \ sim $ 20 y $ \ sim $ 150 Myr, de acuerdo con la edad estelar informada anteriormente. Las temperaturas y la gravedad de mejor ajuste son ligeramente más bajas que los valores obtenidos por Currie et al. (2011) usando modelos de nubes aún más gruesos. Finalmente, usamos estos modelos para predecir los colores de IR cercanos a la mitad de los planetas que pronto serán fotografiados. Nuestros modelos predicen que los objetos de masa planetaria siguen un lugar en algunos diagramas de magnitud de color IR cercanos a la mitad que son claramente separables del lugar estándar enano L / T para enanas marrones de campo.
Los papeles Madhusudhan, Burrows y Currie incluyen modelos con nubes de diversos grosores geométricos (compuestos de forsterita o hierro), modelos sin nubes y modelos sin equilibrio. Si emplea estos modelos teóricos en una charla, publicación, propuesta o cualquier documento, le agradeceríamos que se refiriera a este documento. No dude en ponerse en contacto con Adam Burrows (burrows@astro.princeton.edu) si tiene preguntas o solicitudes.
A continuación, encontrará modelos utilizados en nuestro estudio HR 8799, así como un conjunto de nuevos modelos para nubes “gruesas”, como las que eran necesarias para adaptarse a los “planetas” HR8799, pero para un rango más amplio de temperaturas y gravedad efectivas:
Nomenclatura para modelos nublados:
El nombre del archivo contiene información sobre el tipo de nube, el tamaño de partícula, la temperatura efectiva, la composición de la nube, la metalicidad y la gravedad, en ese orden. La primera letra del nombre de archivo denota el tipo de nube: ‘A’, ‘AE’, ‘E’ o ‘AEE’, que corresponde a los cuatro tipos de nubes con diferentes extensiones físicas, como se describe en el documento. Por ejemplo: “A100.1000.cloud.3solar.g4.0.21” implica un modelo de nube tipo A, con un tamaño de partícula modal de 100 micras, Teff = 1000 K, composición de Fosterite (“nube” por defecto implica nubes de forsterite), metalicidad = 3 x solar, y log10 (g) = 4.0. El “.21” al final es para fines de seguimiento de archivos y no tiene ningún significado físico. Para las nubes de hierro, ‘nube’ en el nombre del archivo se reemplaza por ‘Fecloud’. Si no se indica el tamaño de partícula o la metalicidad, se supone que tienen un tamaño de partícula de 30 micrones y metalicidad solar, respectivamente. Por ejemplo: “A.1000.cloud.g4.0.21” o “A60.1200.cloud.g4.25.21”.
Nomenclatura para modelos claros (sin nubes):
Para los modelos sin nubes en equilibrio químico, el nombre de archivo comienza con ‘T’, seguido de la temperatura y la gravedad efectivas. Por ejemplo, ‘T1100_g45.clr’ implica un modelo claro con Teff = 1100 K y log10 (g) = 4.5. La extensión de archivo ‘.clr’ significa un modelo de atmósfera ‘clara’. Para modelos con química sin equilibrio, el nombre de archivo también contiene información sobre la difusión de Eddy. Por ejemplo, ‘T1100_g45_d6f2.clr’ implica un modelo claro con Teff = 1100 K, log10 (g) = 4.5 y coeficiente de difusión eddy (K_zz) = 1.0E + 6 cm ^ 2 / s. El ‘f2’ indica una tasa de transporte eficiente (‘fN’ puede ser ‘f0’, ‘f1’ o ‘f2’, siendo ‘f2’ la tasa más alta).
Source: https://www.astro.princeton.edu/~burrows/8799/8799.html