Planeta de helio

Formación de un planeta de helio a partir de un planeta gigante caliente mediante escape atmosférico , posiblemente como Gliese 436 b .

Un planeta de helio podría formarse mediante la evaporación de hidrógeno de un planeta gaseoso que orbita cerca de una estrella. La estrella expulsará los gases más ligeros con mayor eficacia mediante la evaporación que los gases más pesados, y con el tiempo agotará el hidrógeno, dejando una mayor proporción de helio. ^{[ 1 ]}

Un escenario para la formación de planetas de helio a partir de planetas gigantes regulares implica un gigante de hielo en una órbita tan cercana a su estrella anfitriona que el hidrógeno se evapora de la atmósfera, escapando así de la atracción gravitatoria del planeta. La atmósfera del planeta experimentará un gran aporte de energía y, dado que los gases ligeros se evaporan con mayor facilidad que los gases más pesados, la proporción de helio aumentará progresivamente en la atmósfera restante. Este proceso tardará un tiempo en estabilizarse y eliminar por completo todo el hidrógeno, quizás del orden de 10  mil millones de años, dependiendo de las condiciones físicas precisas y la naturaleza del planeta y la estrella. Los Neptunos calientes son candidatos para este escenario.

La pérdida de hidrógeno también conlleva una disminución del metano en la atmósfera. En los gigantes de hielo, el metano forma de forma natural un ciclo de fusión, evaporación, descomposición y posterior recombinación y condensación. Pero a medida que el hidrógeno se agota, una fracción de los átomos de carbono no podrá recombinarse con el hidrógeno libre en la atmósfera, lo que con el tiempo provocará una pérdida general de metano. Con el tiempo, el metano en las atmósferas de los gigantes de hielo calientes también se agotará. ^{[ 1 ]}

Un objeto planetario rico en helio también puede formarse a partir de una enana blanca de baja masa , que se agota de hidrógeno mediante transferencia de masa en un sistema binario cercano con un segundo objeto masivo, como una estrella de neutrones .

Un escenario involucra una estrella binaria simbiótica de tipo AM CVn compuesta por dos enanas blancas con núcleo de helio rodeadas por un disco de acreción de helio circumbinario formado durante la transferencia de masa de la enana blanca menos masiva a la más masiva. Después de perder la mayor parte de su masa, la enana blanca menos masiva puede aproximarse a la masa planetaria. ^{[ 2 ]}