İçeriğe atla

Kırmızı dev

Kırmızı dev, yıldız evriminin geç aşamalarında ve düşük ya da orta kütlede (yaklaşık 0.3-8 güneş kütlesi (M☉) ile) olan bir dev yıldız. 4.700 °C ya da daha düşük sıcaklıkta olabilir. Dış atmosferi şişkin ve seyrektir. Kırmızı devin dış görünümü sarı-turuncudan kırmızıya uzanabilmektedir ve K ve M tayfsal tipini içerir ayrıca S sınıfı yıldız ve karbon yıldızı.

En yaygın kırmızı devler RGB adlı bölgenin sonunda dır ancak hala hidrojenin helyuma füzyonun devam eder. Diğer kırmızı devler, “thered clump” yıldızlar, sürecin soğuma aşamasındaki, çekirdeklerinde helyum-karbon füzyonu yaparlar ve asimptotik dev aşamasındaki yıldızlar, çekirdeklerinin dışında helyum yanan kabukları olan karbon-oksijen çekirdekli ve bazen de hidrojen yanması olan kabuklu olanlar.[1]

En yakın kırmızı dev Gamma Crucis, 88 ışık yılı ileridedir ancak bir şekilde kırmızı dev olarak tanımlanmış turuncu yıldız Arcturus 36 ışık yılı ötededir.

Karakteristikleri

Çekirdeğinde hidrojen kaynağı tükenmiş kırmızı devler çekirdeğini çevreleyen bir kabuk içinde hidrojen termonükleer füzyon başlatırlar. Bunlar Güneş'in yarıçapından onlarca yüzlerce kat daha büyüktür. fakat, dış yüzeylerinin sıcaklığı daha düşüktür ve bu onlara kırmızı turuncu bir görünüm verir. Düşük enerji öz kütlesine rağmen güneşten daha fazla parlaktırlar bunun sebebi büyük olmalarından dolayıdır. Kırmızı devler güneşten 100 kat ile birkaç yüz kat daha fazla parlaktırlar. K veya M spektrallerinin yüzey sıcaklıkları, o 3.000-4.000 K civarındadır ve yarıçapları güneşten yaklaşık 20-100 kat daha fazladır. Yatay şekilde olanları daha sıcaktır fakat asimptotik dev şeklinde olan yıldızlar yaklaşık 10 kat daha parlaktır ama ikisi de kırmızı dev şeklinde olanlardan daha az bilindiktir.

Gelişimi

Kırmızı devlerin yaklaşık 0.3 M☉ - 8 M☉ aralığındaki kitlelerin ana-dizi yıldızlarından evrimleştiği kabul edilmektedir. [7] yıldızlararası ortamda çöken molekül bulutunun içindeki bir yıldız, hidrojen ve helyum içerir, eser miktarlarda "metal" de içermektedir. (yıldız yapıda, bu sadece 2 kat daha büyük atom sayısına, yani hidrojen veya helyum olmayan herhangi bir eleman anlamına gelmektedir). Bu unsurlar tüm yıldız boyunca karıştırılır. Çekirdek füzyon tepkimesini başlamak için yeterince yüksek bir sıcaklığa (birkaç milyon kelvin) ulaşır ve hidrostatik denge kurduğunda yıldız ana dizisine ulaşır. Ana dizi ömrü boyunca, yıldızın içindeki hidrojen yavaş yavaş helyum'a dönüşür; çekirdek neredeyse tüm hidrojen kaybettiğinde ana-dizi'nin hayat biter. Ana-dizi'nin ömrü yaklaşık 10 milyar yıldır. Çok büyük yıldızlar daha küçük yıldızlardan daha hızlı ve ortantısız yanar bu yüzden ömrü daha kısadır. [1]

Yıldız özünde yakıt olarak hidrojen tükettiğinden, nükleer reaksiyonlar artık devam edemez ve böylece çekirdek kendi yerçekimi ile etkileşime girer. Bu sıcaklık ve basınç ile çekirdek etrafında bir kabuk içinde füzyonun devam etmesi için ilave olarak hidrojen getirir. Daha yüksek sıcaklıklar 1,000-10,000 arasında yıldızın parlaklığı artırmak için yeterli reaksiyon oranlarının artmasına yol açar. Sonra yıldızın dış katmanları yıldızın yaşamının kırmızı-dev aşamasına başlamadan, büyük ölçüde genişletir. Yıldız genişledikçe, yıldızın yanan kabuğunun ürettiği enerji daha düşük bir yüzey sıcaklığı, çok daha büyük bir yüzey alanına yayılır - dolayısıyla bir kırmızı dev haline gelir. Aslında, renk olarak genellikle turuncudur. Bu anda, yıldız Hertzsprung-Russel(H-R) diagramının kırmızı dev aşamasuan yükselir. [1] dış tabakalar konveksiyon yoluyla yüzeye enerjiyi taşırlar. Bu, tarihte ilk defa yıldızın yüzeyde yanmasına (çekirdeğinde değil). Bu olay eşelemek olarak adlandırılır.

Kırmızı dev aşamasına doğru yıldızın izlediği evrimsel süreç,çekirdeğin yıldızın kütlesine bağlı olarak tamamen çökmesiyle biter.

Güneş ve yıldızlar için 2 M☉’dan az [8] elektron dejenerasyon basıncı, çarpışmasını önlemek için yeteri kadar yoğun olacaktır. Çekirdek dejeneresi sonrasında,  üç-alfa süreci ile helyum karbonla füzyon başlamak için 108 K sıcaklığına ulaşana kadar ısıtmaya devam edecektir. Dejenere çekirdek Bu sıcaklığa ulaştığında, tüm çekirdek aynı anda helyum ile füzyona başlar. Dejenere olması için yeterli yoğunluk önce daha büyük  olan yıldızın çekirdeğinde 108 K e ulaşacak, böylece helyum füzyonu daha sorunsuz başlar. Yıldız bir kez çekirdeğinde helyum füzyonu aşamalarını geçirdiğinde artık kırmızı dev olarak adlandırılmaz [1]. Bir yıldızın çekirdeğin de helyum füzyonunun olduğu aşama, metal bakımından fakir yıldızların yatay dalı olarak adlandırılır. Bu isimle adlandırılırlar çünkü birçok yıldız kümeleri H-R diyagramının yatay çizgisi üzerindedir. H-R diyagramında metalce zengin helyum-füzyon yıldızlar yerine kızıl küme denir. [9]

Helyum füzyonu yakacak kadar kütleli yıldızlarda, merkezdeki helyum tükenip yıldız bir daha çökmeye başladığında helyumun dış kabukta füzyon olmasını sağlayan analojik bir süreç belirir.

Aynı zamanda hidrojen hemen dışarısında yanan kabuk içindeki helyumla füzyona başlayabilir. Bu yıldızı asimptotik kırmızı dev e koyar, ikinci kırmızı dev evresinde. [10] Karbon oksijen çekirdeğinde helyum füzyon sonuçları doğurur. Yaklaşık 8 M☉ altında bir yıldız [8] karbon-oksijen çekirdek füzyonu başlatamaz. Bunun yerine, asimptotik dev fazının sonunda yıldızı  beyaz cüce oluşur. Dış kütle ve bir gezegenimsi bulutsu ile ejeksiyon yıldızının oluşturulması sağlanır. Yıldızın evrimi kırmızı dev faz ile biter. [1] kırmızı dev aşaması, hemen hemen tüm toplam bir milyar yıl sürer. Yatay-dal ve asimptotik dev-şube on kat hızlı hareket eder.

Yıldız yaklaşık 0.2 - 0.5 M☉ aralığındaysa, [8] Bu enerji kırmızı deve dönüşmek için yeterli fakat helyum füzyonu oluşturmak için yetersizdir. [7] Bu "ara" yıldızlar biraz serin ve parlaklık artırmak ancak kırmızı-dev şube ve helyum çekirdek flaş ucu elde asla. Kırmızı-dev yükselişi sona erdiğinde birçok post-asimptotik dev yıldız gibi dış katmanları kaybolur ve daha sonra bir beyaz cüce haline gelir.

Kırmızı dev olmayan yıldızlar

Çok düşük kütleli yıldızlar tamamen konvektif [11] [12] helyumu hidrojen ile kaynaştırmak milyarlarca yıl alır.[13] Çok büyük yıldızlar için parlaklık ve sıcaklık sürekli fazlaca artar, ama hiçbir zaman kırmızı dev aşamasında veya helyum çekirdeği flaşının parlaklığına ulaşamaz. Sonunda yıldız tamamen konvektif olmaktan çıkar. Kütleye bağlı olarak,hidrojen kabuğun yakımının zamanının artması için sıcaklığı ve yakım devam eder, yıldız Güneş den bile sıcak olabilir ve on kat daha parlak olur. Birkaç milyar yıl sonra, daha az parlak ve daha soğuklaşırlar, hidrojen kabuğun yanması devam etse bile. Bunlar soğuk beyaz cüceye dönüşür. [14]

Gelecekteki Yaşanabilirlikleri

Çok yüksek kütleli yıldızlar süperdevlerden oluşurlar ve kendisini 4. HR diyagramına götüren evrimsel izi kırmızı devin sağ tarafından takip ederler. Bunlar genellikle tip II süpernova olarak hayatına son verirler. En kütleli yıldızlar, devlere ya da süper devlere dönüşmeden Wolf-Rayet yıldızlara dönüşebilir.

Gezegenler

Şubat 2014 itibarıyla Kırmızı dev olduğu bilinen M-tipi HD 208.527, 220.074 ve HD, gezegenler [17] Pollux, Gama Cephei ve Iota Draconis'dir.

Gelecekteki yaşanabilirlikleri

Kızmızı deve evrimleşme, yıldızın gezegenimsi sistemini gerileteceği geleneksel olarak öne sürülse de, olduğunda, yaşanılamaz. Bazı araştırmaların öne sürdüğüne göre, 1 M☉ yıldızın evrimleşmesi sırasında, kırmızı deve, yaşanılabilir bir alanda birkaç kez barınabilir 109 yaşında 2 AU,108 yaşında 9 AU etrafında iken, belki de yaşanılabilir bir dünya için yeterli zaman vardır. Kırmızı yıldız aşamasından sonra, bu şekilde yaşanılabilir bir alan, 7 ve 22AU arasında, olucaktır 109 ıl içerisinde.[18]

Gezegenlerdeki Genişleme

Haziran 2014 itibarıyla, dev yıldızların çevresinde 50 dev gezegen bulunmuştur. Bu yıldızlar güneş sistemi çevresinde bulunan dev gezegenlerden daha büyüktür. Bunun sebebi dev yıldızların güneşten daha büyük olmasıdır (daha küçük büyük yıldızlar hala olduğu gibi devam eder ve dev yıldız olmazlar) ve daha büyük kütleli yıldızların daha büyük gezegenler olması beklenir. Fakat gezegenlerin kütleleri çevrelerinde bulunan dev yıldızlar ile bağımsızdır böylelikle gezegenler kırmızı dev evresinde büyümeye devam edebilir. Çok daha büyük bir etki dev gezegenin yörünge mesafesi dışarısında genişler gezegene yıldızdan rüzgarla gelen birikimle birlikte kütle aktarımına neden olur buna Roche lobu denir. [19]

Çok bilinen örnekler

Gece gökyüzünde belirgin parlak kırmızı devler, kırmızı süperdevler ve büyük Antares (Alpha Scorpii),Betelgeuse (Alpha Orionis) ve Aldebaran (Alfa Tauri), Arcturus (Alfa Bootis) ve Gama Crucis (Gacrux) içerir.

• Mira (ο Ceti), kırmızı M-tipi asimptotik dev dal devi.

• Albireo (β Kuğu), K-tipi dev.

• 4 Cassiopeiae (4 Cas), bir M-tipi dev.

Kırmızı dev olarak Güneş

Ayrıca bakınız: Güneş § Yaşam evreleri

5 milyar ila 6 milyar yıl içinde, Güneş'in çekirdeğindeki hidrojen yakıtı tüketilmiş olacak ve genişleme başlayacaktır. En büyük seviyeye ulaştığında dünyanın yörüngesine ulaşacak. Daha sonra tamamen atmosferini kaybedecek. Güneşin evrimi kırmızı devden itibaren modellenmiştir, fakat Güneş'in dünyayı yutacağımı yoksa yörüngesinde tutacağımı hala açıklanabilmiş değildir. Güneş hidrojen yaktığında bir kısım kütle kaybeder. Önümüzdeki 5-6 milyarlık zaman dilimindeki gezegenlerin yörüngelerini hesaplarken önemli belirsizlikler bulunmaktadır, yani Dünya'nın kaderi iyi anlaşılmış değildir. En parlak, kırmızı-dev halindeki güneş o zaman birkaç bin kat daha parlak olacak ama yüzey sıcaklığı yarısı kadar olacaktır. Güneş kırmızı dev aşamasında, Dünya üzerinde üzerindeki tüm suları kaynatarak uzaya göndererek ve böylelikle dünyadaki yaşamı bitirecektir.

Kırmızı dev Mira yıldızı ve dış katmanlarından yayılan maddelerden oluşan 13 ışık yılı uzunluğundaki kuyruğunu gösteren bir UV mozayiği.

Kaynakça

İlgili Araştırma Makaleleri

<span class="mw-page-title-main">Yıldız</span> nükleer füzyon ile karanlık uzayda etrafına ısı ve ışık saçan kozmik cisim, plazma küresi

Yıldız, ağırlıklı olarak hidrojen ve helyumdan oluşan, karanlık uzayda ışık saçan, gökyüzünde bir nokta olarak görünen plazma küresidir. Bir araya toplanan yıldızların oluşturduğu galaksiler, gözlemlenebilir evrenin hâkimidir. Dünya'dan çıplak gözle görülebilen yaklaşık 6 bin dolayında yıldız vardır. Dünya'ya en yakın yıldız, aynı zamanda Dünya üzerindeki yaşamın gerçekleşmesi için gerekli olan ısı ve ışığın kaynağı da olan Güneş'tir.

<span class="mw-page-title-main">Karasal gezegen</span>

Karasal gezegen terimi, yapısının büyük bölümü silikat kayalardan oluşmuş gezegenleri tanımlar. Karasal gezegenlerin tümü yaklaşık olarak aynı yapıya sahiptirler, merkezde çoğunlukla demir içeren metalik bir çekirdek ve bu çekirdeğin çevresini saran silikat yapılı bir manto bulunur. Ay da benzer bir yapıya sahiptir, fakat demir bir çekirdekten yoksundur.

<span class="mw-page-title-main">Kahverengi cüce</span>

Kahverengi cüceler, ilk kez 1995 yılında keşfedilen, ne yıldız ne de gezegen kategorisine konabilen gök cisimleri. Ancak son yıllarda bazı gök bilimciler kütlelerinin büyüklüğüne ve buna bağlı olarak sıcaklıklarına ve buna da bağlı olarak renklerine göre O, B, A, F, G, K ve M olarak sıralanan geleneksel yıldız kategorilerine kahverengi cüceleri de T ve Y sınıfları olarak eklemektedir.

<span class="mw-page-title-main">Beyaz cüce</span> bir yıldızın yaşam döngüsünde ışık saçtığı son halinden bir önceki hali

Beyaz cüce, termonükleer reaksiyonların meydana geldiği aşamadan sonra orta kütleli bir yıldızın evriminden kaynaklanan küçük ama yüksek yoğunluğa sahip yaşlı bir yıldızdır. Yüksek yüzey sıcaklığına rağmen çok düşük bir parlaklığa sahiptir ve bu nedenle Hertzsprung-Russell diyagramında ana kolun çok aşağısında yer alır. Kütlesi 8 kata kadar azaldığı halde yüksek yüzey sıcaklığını uzun süre koruduğundan "beyaz cüce" olarak adlandırılır.

<span class="mw-page-title-main">Nötron yıldızı</span> dev yıldızların ölümünden sonra arda kalan yoğun nötron topu

Nötron yıldızı, yıldızların yaşamlarının son bulabileceği biçimlerden biridir. Bir nötron yıldızı, dev bir yıldızın Tip II, Tip Ib veya Tip Ic süpernova olarak patladıktan sonra geri kalan kısmın kendi içine çökmesiyle oluşur. Bu yıldızlar neredeyse tamamen nötronlardan oluşsa da az miktarda proton ve elektron da içerir. Bu proton ve elektronlar olmadan, nötron yıldızları uzun süre var olmaya devam edemezdi. Çünkü nötronlar serbest haldeyken kararsızdır ve beta ışıması yaparak kısa süre içinde proton ve elektronlara ayrışır. Ancak yıldızın içindeki yüksek basınç sebebiyle proton ve elektronların birleşerek nötronlara dönüşmesi, nötron yıldızlarının daha kararlı bir yapıya sahip olmasını sağlar.

<span class="mw-page-title-main">Kırmızı cüce</span>

Hertzsprung-Russell diyagramına göre kırmızı veya kızıl cüce, küçük ve nispeten soğuk, ya geç K ya da M spektral tipi bir yıldıza verilen isimdir. Yıldızların büyük çoğunluğunu oluşturan kırmızı cüceler yaklaşık olarak Güneş'in yarısından daha az kütleye sahiptirler ve yüzey sıcaklıkları 3.500 K'den düşüktür.

<span class="mw-page-title-main">Kırmızı üstdev</span>

Kırmızı (al) üstdevler, tayf tipi K-M ve aydınlatma gücü sınıfı I olan üstdev yıldızlardır. Hacim olarak evrenin en büyük yıldızlarıdırlar.

<span class="mw-page-title-main">Nova</span>

Nova, bir beyaz cüce üzerinde görülen kataklismik nükleer patlamadır, yıldızın ani ışımasına sebep olur. Novalar diğer ışıma fenomenleri süpernovalar ya da parlak kırmızı nova ile karıştırılmamalıdır. Novanın bir çift yıldız sistemindeki beyaz cüce üzerinde olduğu düşünülür.

Yıldız evrimi bir yıldızın yaşamı boyunca maruz kaldığı radikal değişikliklerin bir sürecidir. Yıldız'ın kütlesine bağlı olarak bu yaşam süresi, birkaç milyon yıldan, trilyonlarca yıla ulaşabilir, evrenin yaşı göz önüne alındığında bu çok fazladır.

Tip Ia süpernova, alt kataklizmik değişen yıldızlar kategorisinde olan bir beyaz cüce yıldızın, şiddetli patlamasının sonuçlarından biri. Süpernovalar ani patlayan ve parlaklıklarında büyük bir artış gösteren sistemler olup görünür parlaklıkları -16 ile -20 kadire kadar yükselebilir. Novalardan çok daha büyük patlama şiddetlerine sahiptirler. Ani patlamaları nedeniyle kataklizmik değişenler sınıfına dahil edilirler.

<span class="mw-page-title-main">Tip Ib ve Ic süpernova</span>

Ib ve Ic tipi süpernovalar, çok büyük kütleli yıldızların çekirdeklerinin çökmesi sonucu oluşan patlamaların kategorilerinden ikisidir. Bu tür yıldızlar yüzeylerindeki Hidrojenin tamamını tüketirler. Ia tipi bir Süpernova'nın spektrumu ile kıyaslandığında, silikona ait emilim çizgilerinin eksik olduğu görülür. Bu Ib ve Ic tipi Süpernovaların çekirdeklerindeki helyumun da büyük çoğunluğunun tükendiği Hipotezi yapılmıştır. Bundan dolayı bu iki tip süpernovaya tükenmiş çekirdeği çöken süpernova denir.

Bu, bilinen en az kütleye sahip yıldızlar/kahverengi cüceler dizinidir. Liste, Güneş kütlesi (M) ve Jüpiter kütlesi (MJ) sırasıyla verilmiştir.

<span class="mw-page-title-main">Sarı cüce</span>

Sarı cüce yıldız veya G-tipi anakol yıldızı, yıldız sınıfı G ve aydınlatma gücü V olan anakol yıldızlarıdır. Bu tür yıldızlar 0,8 Güneş kütlesi ile 1,2 Güneş kütlesi arasında kalan yıldızlar olarak tanımlanır ve ortalama sıcaklıkları 5.300-6.000 °K arasındadır. Ömürlerinin sonuna doğru kırmızı dev halini alırlar, ardından ise beyaz cüce olarak ölürler. Güneş, G-tipi anakol yıldızları arasında en çok bilinenidir. Güneş her saniyede bir yaklaşık 600 milyon ton hidrojeni helyuma dönüştürerek füzyon nükleer enerjisi üretmektedir. Bilinen diğer G-tipi yıldızlar Alpha Centauri A, Tau Ceti ve 51 Pegasi'dir.

Mavi cüce, kırmızı cücelerin hidrojen yakıtlarının çoğunu yaktıklarında oluşacağı tahmin edilen bir yıldız türüdür. Kırmızı cüceler, hidrojeni konvektif olarak tükettiği için trilyonlarca yıllık ömürleri olduğu tahmin edilmektedir. Evren herhangi bir mavi cücenin oluşması için yeterince yaşlı değil, fakat mavi cücelerin varlığı teorik modellere dayanarak tahmin edilmektedir.

<span class="mw-page-title-main">B-tipi ana kol yıldızı</span> yıldız sınıflandırma

B-tipi ana kol yıldızı, tayf tipi B ve aydınlatma sınıfı V olan ana kol (hidrojen-yakan) yıldızıdır. Kütleleri Güneş'ten 2 ile 16 kat daha fazla ve yüzey sıcaklıkları 10.000 ile 30.000 K arasındadır. B-tipi yıldızlar son derece parlak ve mavidir. Spektrumları, en çok B2 alt sınıfında ve orta derecede hidrojen çizgilerinde göze çarpan nötr helyuma sahiptir. Örnekler arasında Regulus ve Algol A sayılabilir.

<span class="mw-page-title-main">Yatay kol</span> Hertzsprung-Russell diyagramında kararlı helyum yanması durumundaki orta kütleli yıldızlar

Yatay kol yıldızları yıldız evriminde kırmızı devlerden sonraki aşamaya geçen, Güneş kütlesine yakın kütleye sahip yıldızlardır. Hidrojen füzyonu yapan anakol yıldızları çekirdekteki hidrojenleri bittiğinde kendi içlerine çökerler ve çekirdek etrafındaki kabukta hidrojen füzyonu yapmaya başlarlar. Bu yıldızlara kırmızı dev adı verilir. Zamanla çekirdeğin etrafındaki hidrojen de bittiğinde yıldız tekrar kendi içine çöker ve bu sefer helyum füzyonu yapabilen yatay kol yıldızları meydana gelir. Bu yıldızlar çekirdekte helyumu ve çekirdeğin etrafında da hidrojeni füzyona uğratabilirler.

Karbon yıldızı, atmosferi oksijenden daha fazla karbon içeren tipik olarak asimptotik dev kol yıldızı ve parlak bir kırmızı devdir. İki element, yıldızın üst katmanlarında birleşerek atmosferdeki tüm oksijeni tüketen, karbon atomlarını diğer karbon bileşiklerini oluşturmak üzere serbest bırakan ve yıldıza "isli" bir atmosfer ve çarpıcı yakut kırmızısı bir görünüm veren karbonmonoksiti oluşturur. Ayrıca bazı cüce ve üstdev karbon yıldızları da vardır ve daha yaygın olan dev yıldızlara bazen onları ayırt etmek için klasik karbon yıldızları denir.

<span class="mw-page-title-main">Helyum parlaması</span>

Helyum parlaması yaklaşık Güneş kütlesinde bir yıldızın kırmızı dev aşamasından sonra geçirdiği bir evredir. Yıldızın çekirdeğindeki helyum atomları çok kısa bir süreç içerisinde birbirleriyle üçlü alfa süreci ile kaynaşarak karbon atomlarına dönüşürler ve bu süreçte çok büyük enerji ortaya çıkar. Güneş anakol yıldızı olmaktan çıkıp kırmızı dev aşamasına geldikten yaklaşık 1,2 milyar yıl sonra helyum parlaması geçirecektir.

Karbon yakma işlemi veya karbon füzyonu, karbonu diğer elementlerle birleştiren büyük kütleli yıldızların (doğumda en az 8 tane) çekirdeğinde gerçekleşen bir dizi nükleer füzyon reaksiyonudur. Yüksek sıcaklıklar (> 5×108 K veya 50 keV) ve yoğunluklar (> 3×109 kg/m3) gerektirmektedir.

<span class="mw-page-title-main">Helyum gezegeni</span> Helyum ağırlıklı atmosfere sahip bir gezegen

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.