Helyum gezegeni

Hidrojenin buharlaşmasıyla oluşan helyum gezegenleri bu sanatsal tasvirdeki Gliese 436 b gibi beyaz veya gri tonlarda bir renge sahip olabilir.

Helyum gezegeni, helyum ağırlıklı atmosfere sahip varsayımsal bir gezegen türüdür. Bu durum, atmosferleri öncelikle hidrojenden oluşan ve yalnızca ikincil bileşen olarak helyum içeren Jüpiter ve Satürn gibi yaygın gaz devleriyle tezat oluşturur. Helyum gezegenleri çeşitli şekillerde oluşabilir. Güneş sisteminde helyum gezegeni bulunmamasına rağmen bazı gök bilimciler bu tür gezegenlerin gökadamızda yaygın olduğunu düşünmektedir. Gliese 436 b helyum gezegeni olmaya aday bir ötegezegendir.

Oluşum

Helyum gezegenlerinin oluşumu hakkında çeşitli teoriler vardır.

Dev gezegenlerden hidrojen buharlaşması

Muhtemelen Gliese 436 b gibi sıcak bir dev gezegenden helyum gezegeninin oluşumu.

Bir helyum gezegeninin oluşumu, yıldızının yakın yörüngesindeki sıcak bir gaz devi gezegeninden hidrojenin buharlaşmasıyla gerçekleşebilir. Hidrojen en hafif element olduğundan, yıldızın radyasyonu diğer ağır elementlerden önce buharlaşmasına neden olur ve 10 milyar yıla kadar bir süre sonra hidrojen tamamen buharlaşabilir. Sonrasında helyum, gezegenin baskın elementi haline gelir.^[1]

Helyum gezegenlerinin tipik dev gezegenlerden nasıl oluşabileceğine dair bir senaryo, bir buz devini içerir. Bu buz devi, ev sahibi yıldıza o kadar yakın bir yörüngede bulunur ki, hidrojen atmosferden etkili bir şekilde buharlaşır ve gezegenin kütleçekim etkisinden kurtulur. Gezegenin atmosferi büyük bir enerji girişine maruz kalır ve hafif gazlar daha ağır gazlara göre daha kolay buharlaştığından, geriye kalan atmosferdeki helyum oranı giderek artacaktır. Böyle bir sürecin kararlı hale gelmesi ve tüm hidrojeni tamamen dışarı atması kesin fiziksel koşullara, gezegenin ve yıldızın doğasına bağlı olarak belki de 10 milyar yıl kadar zaman alabilir. Sıcak Neptünler böyle bir senaryo için adaydır.

Hidrojenin kaybı aynı zamanda atmosferdeki metanın da azalmasına yol açar. Buz devlerinde metan doğal olarak erime, buharlaşma, parçalanma ve bunu takip eden yeniden birleşme ve yoğunlaşma döngüsü oluşturur. Lakin hidrojen tükendikçe, karbon atomlarının bir kısmı atmosferdeki serbest hidrojenle tekrar birleşemeyecek ve bu da zamanla genel bir metan kaybına yol açacaktır. Zamanla, sıcak buz devlerinin atmosferlerindeki metan da tükenir.^[1]

Beyaz cüce kalıntıları

Helyum zengini bir gezegensel cisim, nötron yıldızı gibi ikinci büyük kütleli bir cisim ile yakın bir ikili sistemde kütle transferi yoluyla hidrojeni tükenen düşük kütleli bir beyaz cüce sisteminde de oluşabilir.

Helyum gezegenlerinin oluşumu için bir başka olası senaryo da, daha az kütleli bir beyaz cüceden daha büyük kütleli bir beyaz cüceye kütle transferi sırasında oluşan çift yörüngeli bir helyum yığılma diski ile çevrili ve iki helyum çekirdekli beyaz cüceden oluşan AM CVn tipi simbiyotik ikili yıldızı içerir. Daha büyük kütleli bileşene kütle transferi nedeniyle iki yıldızdan biri, esas olarak helyum ve daha ağır elementlerden oluşan ve zaten başlangıçta hidrojen bakımından fakir bir gezegen kütlesine yaklaşabilir.^[2]

Özellikler

Helyum gezegenlerinin, tipik hidrojen egemenliğindeki gezegenlerden karbonmonoksit ve karbondioksit varlığındaki güçlü kanıtlar sayesinde ayırt edilebileceği beklenmektedir. Hidrojenin azalması nedeniyle atmosferde beklenen metan oluşamaz, çünkü karbonun birleşeceği hidrojen yoktur ve dolayısıyla karbon bunun yerine oksijenle birleşerek CO ve CO₂ oluşturur. Atmosferik bileşim nedeniyle, helyum gezegenlerinin beyaz veya gri görünüme sahip olması beklenir.^[1] Böyle bir işaret, karbon monoksitin baskın olduğu ve bir helyum gezegeni olduğu varsayılan Gliese 436 b'de bulunabilir.^[1]

Ayrıca bakınız

Gezegen § Oluşum

Kaynakça

^ ^a ^b ^c ^d "Helium-Shrouded Planets May Be Common in Our Galaxy". SpaceDaily. 16 Haziran 2015. 11 Ağustos 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 3 Ağustos 2015.
^ Seager, S.; M. Kuchner; C. Hier-Majumder; B. Militzer (2007). "Mass-Radius Relationships for Solid Exoplanets". Astrophysical Journal. 669 (2). ss. 1279-1297. arXiv:0707.2895 $2. Bibcode:2007ApJ...669.1279S. doi:10.1086/521346.