Azərbaycanca
Беларускі
Dansk
Deutsch
Española
Français
Indonesia
Italiana
日本語
Қазақ
Lietuvos
Nederlands
Português
Русский
සිංහල
แบบไทย
Türkçe
Українська
中國人
United State
Afrikaans
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
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.
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.
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.
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. Böyle bir işaret, karbon monoksitin baskın olduğu ve bir helyum gezegeni olduğu varsayılan Gliese 436 b'de bulunabilir.
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 . 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.
Dış bağlantılar
- Helium Atmospheres on Warm Neptune- and Sub-Neptune-Sized Exoplanets and Applications to GJ 436 b, Renyu Hu, Sara Seager, Yuk L. Yung, 9 Mayıs 2015
wikipedia, wiki, viki, vikipedia, oku, kitap, kütüphane, kütübhane, ara, ara bul, bul, herşey, ne arasanız burada,hikayeler, makale, kitaplar, öğren, wiki, bilgi, tarih, yukle, izle, telefon için, turk, türk, türkçe, turkce, nasıl yapılır, ne demek, nasıl, yapmak, yapılır, indir, ücretsiz, ücretsiz indir, bedava, bedava indir, mp3, video, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, resim, müzik, şarkı, film, film, oyun, oyunlar, mobil, cep telefonu, telefon, android, ios, apple, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, pc, web, computer, bilgisayar
Helyum gezegeni helyum agirlikli atmosfere sahip varsayimsal bir gezegen turudur Bu durum atmosferleri oncelikle hidrojenden olusan ve yalnizca ikincil bilesen olarak helyum iceren Jupiter ve Saturn gibi yaygin gaz devleriyle tezat olusturur Helyum gezegenleri cesitli sekillerde olusabilir Gunes sisteminde helyum gezegeni bulunmamasina ragmen bazi gok bilimciler bu tur gezegenlerin gokadamizda yaygin oldugunu dusunmektedir Gliese 436 b helyum gezegeni olmaya aday bir otegezegendir Hidrojenin buharlasmasiyla olusan helyum gezegenleri bu sanatsal tasvirdeki Gliese 436 b gibi beyaz veya gri tonlarda bir renge sahip olabilir OlusumHelyum gezegenlerinin olusumu hakkinda cesitli teoriler vardir Dev gezegenlerden hidrojen buharlasmasi Muhtemelen Gliese 436 b gibi sicak bir dev gezegenden helyum gezegeninin olusumu Bir helyum gezegeninin olusumu yildizinin yakin yorungesindeki sicak bir gaz devi gezegeninden hidrojenin buharlasmasiyla gerceklesebilir Hidrojen en hafif element oldugundan yildizin radyasyonu diger agir elementlerden once buharlasmasina neden olur ve 10 milyar yila kadar bir sure sonra hidrojen tamamen buharlasabilir Sonrasinda helyum gezegenin baskin elementi haline gelir Helyum gezegenlerinin tipik dev gezegenlerden nasil olusabilecegine dair bir senaryo bir buz devini icerir Bu buz devi ev sahibi yildiza o kadar yakin bir yorungede bulunur ki hidrojen atmosferden etkili bir sekilde buharlasir ve gezegenin kutlecekim etkisinden kurtulur Gezegenin atmosferi buyuk bir enerji girisine maruz kalir ve hafif gazlar daha agir gazlara gore daha kolay buharlastigindan geriye kalan atmosferdeki helyum orani giderek artacaktir Boyle bir surecin kararli hale gelmesi ve tum hidrojeni tamamen disari atmasi kesin fiziksel kosullara gezegenin ve yildizin dogasina bagli olarak belki de 10 milyar yil kadar zaman alabilir Sicak Neptunler boyle bir senaryo icin adaydir Hidrojenin kaybi ayni zamanda atmosferdeki metanin da azalmasina yol acar Buz devlerinde metan dogal olarak erime buharlasma parcalanma ve bunu takip eden yeniden birlesme ve yogunlasma dongusu olusturur Lakin hidrojen tukendikce karbon atomlarinin bir kismi atmosferdeki serbest hidrojenle tekrar birlesemeyecek ve bu da zamanla genel bir metan kaybina yol acacaktir Zamanla sicak buz devlerinin atmosferlerindeki metan da tukenir Beyaz cuce kalintilari Helyum zengini bir gezegensel cisim notron yildizi gibi ikinci buyuk kutleli bir cisim ile yakin bir ikili sistemde kutle transferi yoluyla hidrojeni tukenen dusuk kutleli bir beyaz cuce sisteminde de olusabilir Helyum gezegenlerinin olusumu icin bir baska olasi senaryo da daha az kutleli bir beyaz cuceden daha buyuk kutleli bir beyaz cuceye kutle transferi sirasinda olusan cift yorungeli bir helyum yigilma diski ile cevrili ve iki helyum cekirdekli beyaz cuceden olusan AM CVn tipi simbiyotik ikili yildizi icerir Daha buyuk kutleli bilesene kutle transferi nedeniyle iki yildizdan biri esas olarak helyum ve daha agir elementlerden olusan ve zaten baslangicta hidrojen bakimindan fakir bir gezegen kutlesine yaklasabilir OzelliklerHelyum gezegenlerinin tipik hidrojen egemenligindeki gezegenlerden karbonmonoksit ve karbondioksit varligindaki guclu kanitlar sayesinde ayirt edilebilecegi beklenmektedir Hidrojenin azalmasi nedeniyle atmosferde beklenen metan olusamaz cunku karbonun birlesecegi hidrojen yoktur ve dolayisiyla karbon bunun yerine oksijenle birleserek CO ve CO2 olusturur Atmosferik bilesim nedeniyle helyum gezegenlerinin beyaz veya gri gorunume sahip olmasi beklenir Boyle bir isaret karbon monoksitin baskin oldugu ve bir helyum gezegeni oldugu varsayilan Gliese 436 b de bulunabilir Ayrica bakinizGezegen OlusumKaynakca a b c d Helium Shrouded Planets May Be Common in Our Galaxy SpaceDaily 16 Haziran 2015 11 Agustos 2019 tarihinde kaynagindan Erisim tarihi 3 Agustos 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 Dis baglantilarHelium Atmospheres on Warm Neptune and Sub Neptune Sized Exoplanets and Applications to GJ 436 b Renyu Hu Sara Seager Yuk L Yung 9 Mayis 2015