Bir Karbon gezegeni, oksijenden (Z = 8) daha fazla karbon (Z = 6) içeren teorik bir gezegendir.^[1] Karbon, evrende hidrojen, helyum ve oksijenden sonra kitlesel olarak dördüncü en bol elementtir.

Marc Kuchner ve Sara Seager, 2005 yılında "karbon gezegeni" terimini ortaya attı ve Jüpiter'in, karbon açısından zengin çekirdekten oluşan Katharina Lodders'in önerisini takiben bu gezegenleri araştırdı. Yüksek karbon-oksijen oranlarına sahip gezegenlerin önceki araştırmaları arasında Fegley & Cameron 1987 bulunur. Öngezegensel diskler karbon açısından zengin ve oksijen açısından zayıfsa, karbon gezegenleri oluşabilir. Çoğunlukla silikon-oksijen bileşiklerinden oluşan Dünya, Mars ve Venüs'ten farklı gelişirlerdi. Teori şimdi makul bilimsel fikirler üzerine kurulmuştur ve destek kazanmıştır. Farklı gezegensel sistemlerin farklı karbon-oksijen oranları vardır; Güneş Sistemi'nin karasal gezegenleri "oksijen gezegenleri" ne daha yakındır. Ötegezegen 55 Cancri e bir karbon gezegeninin olası bir örneğidir.

Tanımlama[değiştir | kaynağı değiştir]

Böyle bir gezegen muhtemelen bilinen karasal gezegenler gibi demir veya çelik bakımından zengin bir çekirdeğe sahip olacaktı. Bunun etrafında erimiş silikon karbür ve titanyum karbür var. Bunun üstünde, grafit formundaki karbon tabakası, muhtemelen kilometre kalınlığında elmas yeterli basınca sahipse volkanik patlamalar sırasında iç kısımdaki elmasların yüzeye çıkması, dağlardaki elmas ve silikon karbürlerin oluşması mümkündür. Yüzey donmuş veya sıvı hidrokarbonlar (örneğin katran ve metan) ve karbon monoksit içerecektir. Ortalama bir yüzey sıcaklığının 77 °C'nin altında olması koşuluyla, atmosferik karbon gezegenlerde teorik olarak bir hava durumu döngüsü mümkündür.

Bununla birlikte, karbon gezegenleri muhtemelen suyundan yoksun olacak, bu da oluşamayacak, çünkü kuyruklu yıldızlar ya da asteroitler tarafından gönderilen herhangi bir oksijen yüzeydeki karbonla reaksiyona girer. Nispeten serin bir karbon gezegeni üzerindeki atmosfer, esas itibarıyla karbon sisi dumanlı karbon dioksit veya karbon monoksitten oluşacaktır.

Bileşim[değiştir | kaynağı değiştir]

Karbon gezegenlerin, aynı kütledeki silikat ve su gezegenlerine benzer çapta olması ve böylece onları ayırt etmeleri zorunlu hale getirilmesi bekleniyor. Dünya üzerinde jeolojik özelliklerin eşdeğerleri de mevcut olabilir, ancak farklı bileşimlerle. Örneğin, nehirler yağlardan oluşabilir. Sıcaklık yeterince düşükse (350 K'nin altında) gazlar, yüzeye yağış verebilecek uzun zincirli hidrokarbonlara fotokimyasal olarak sentez yapabilir.

NASA, 2011 yılında, Hubble Uzay Teleskobundan daha büyük bir gözlemevi olacak ve bu tür gezegenleri tespit edebilecek olan TPF adlı bir görevi iptal etti. Karbon gezegenlerin spektrumları sudan yoksundur ancak karbon monoksit gibi karbonlu maddelerin varlığını gösterir.

Olası adaylar[değiştir | kaynağı değiştir]

PSR 1257 + 12 titreşimi bir karbon üreten yıldızın parçalanmasından oluşan karbon gezegenlerine sahip olabilir. Karbon gezegenleri, yıldızların Güneş'ten daha yüksek bir karbon-oksijen oranına sahip olduğu galaksinin etrafında dönen Galaktik Merkezin veya küresel kümelerin yakınında da bulunabilir. Eski yıldızlar öldüğünde, büyük miktarlarda karbon çıkardılar. Zaman geçtikçe ve yıldızların gittikçe daha fazla sayıda nesli sona erdiğinde karbon ve karbon gezegenlerinin konsantrasyonu artacaktır.

Ekim 2012'de 55 Cancri e'nin bir karbon gezegeni olduğuna dair kanıt gösterdiği açıklandı. Dünya'nın sekiz katına ve yarıçapın iki katına sahiptir. Araştırmalar, 2.150 °C (3,900 °F) gezegenin "su ve granit yerine grafit ve elmas ile kaplandığını" gösteriyor. 55 Cancri her 18 saatte yıldızın yörüngesinde dolanımını tamamlıyor.

Diğer zengin karbonlu nesneler[değiştir | kaynağı değiştir]

Ağustos 2011'de, Matthew Bailes ve Avustralya'daki Swinburne Teknoloji Üniversitesi'nden uzman ekibi, milisaniye pulsar PSR J1719-1438'in, büyük ölçüde katı elmastan yapılmış daha küçük bir gezegene ezilmiş bir ikili yol arkadaşı yıldızına sahip olabileceğini bildirdi. Küçük bir gezegen gezegeninin pulsayı yörüngede döndürmesi ve algılanabilir yerçekimi çekmesine neden olması gerektiği sonucuna varmışlardır. Daha fazla inceleme, gezegenin nispeten küçük olmasına rağmen (60.000 km çapında veya Dünya'nın beş misli daha büyük) kütlesi Jüpiterinkinden biraz daha fazla olduğu ortaya çıkardı. Gezegenin yüksek yoğunluğu ekibe karbon ve oksijen olası makyajı hakkında bir ipucu verdi ve elementlerin kristal halini önermişti. Bununla birlikte, bu "gezegen", sadece buharlaşmış bir beyaz cüce arkadaşının kalıntıları olacak şekilde teoriye tabi tutulur ve yalnızca kalan kalanın iç çekirdeği haline gelir. Gezegenin bazı tanımlarına göre, bu bir yıldız olarak oluştuğu için nitelendirilemez.

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]